Viquipèdia

Híades (cúmul estel·lar)

Cúmul estel•lar de la Constel•l'ació del Taure

Les Híades (o Cúmul de les Híades) és un cúmul obert situat a la Constel·lació del Taure. Es tracta del cúmul estel·lar més proper al sistema solar i un dels més estudiats en astronomia.

Infotaula objecte astronòmicHíades
Tipuscúmul obert Modifica el valor a Wikidata
Constel·lacióTaure Modifica el valor a Wikidata
ÈpocaJ2000.0 Modifica el valor a Wikidata
Característiques físiques i astromètriques
Distància de la Terra150 a. ll. Modifica el valor a Wikidata
Magnitud aparent (V)0,5 (banda V) Modifica el valor a Wikidata
Paral·laxi21,052 mas[1] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (declinació)−4,26 mas/a [2]
−28,49 mas/a [1] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (ascensió recta)1,43 mas/a [2]
101,005 mas/a [1] Modifica el valor a Wikidata
Velocitat radial39,4 km/s[3]
39,96 km/s[1] Modifica el valor a Wikidata
Ascensió recta (α)4h 26m 54s[2] Modifica el valor a Wikidata
Declinació (δ)15° 52' 0.0012''[2] Modifica el valor a Wikidata
Metal·licitat0,13[4] Modifica el valor a Wikidata
Catàlegs astronòmics
OCl 456.0 (Catalogue of Star Clusters and Associations)
C 0424+157 (Catàleg Caldwell)
Cl Melotte 25
Hyades Cluster
Hyades
Cl Collinder 50 Modifica el valor a Wikidata

Està situat a uns 153 anys llum de distància del Sol [5][6][7][8] i consta de centenars d'estrelles que formen un conjunt d'aparença esfèrica. Les estrelles del cúmul comparteixen edat, origen, característiques químiques, i moviment.[5] [9]

Observat des de la Terra, el Cúmul de les Híades apareix situat a la constel·lació de Taure, on les estrelles més brillants conformen una "V", juntament amb el brillant estel Aldebaran. Tanmateix, si bé Aldebaran es troba en la mateixa línia de visió, no té relació amb les Híades, ja que està situat a només 65 anys llum de la Terra.

Les cinc estrelles més brillants del Cúmul de les Híades ja han consumit l'hidrogen dels seus nuclis i estan evolucionant per convertir-se en estrelles gegants.[10] Quatre d'aquestes estrelles (Gamma, Delta 1 del taure, Èpsilon i Theta), formen un asterisme que tradicionalment s'ha identificat com el cap de Taure.[10] La cinquena d'aquestes estrelles, Theta Tauri1, és la companya de la Theta 2 Tauri, molt més brillant. L'estel Èpsilon Tauri, conegut també com a Ain («ull de bou»), està orbitat per un candidat a exoplaneta del tipus gegant gasós. De fet, es tracta del primer planeta que s'ha trobat en un cúmul obert.

S'estima que l'edat de les Híades és d'uns 625 milions d'anys.[5] El nucli del cúmul, on hi ha més densitat d'estrelles, té un radi de 8,8 anys llum (2,7 parsecs). Per la seva banda, el radi del cúmul és de 33 anys llum (10 parsecs).[5] Amb tot, gairebé un terç de les estrelles que s'han pogut observar resten situades fora d'aquest límit, a l'anomenat «halo» del cúmul. Es tracta, probablement, d'estrelles estan en procés d'escapar de l'atracció gravitatòria del nucli.[5]

Localització i moviment

modifica

El cúmul és prou proper al Sol per a mesurar la distància amb paral·laxi. Aquest mesurament s'ha realitzat amb gran precisió mitjançant el satèl·lit Hipparcos i el telescopi espacial Hubble. També s'ha fet servir el mètode del diagrama de color-magnitud infraroig per inferir la brillantor intrínseca dels estels del cúmul. Comparant-la amb la brillantor de les estrelles vistes des de la Terra, permet estimar-ne la distància. Ambdós mètodes han donat una distància de 153 anys llum al centre del cúmul.[5][6][7][8]

Les estrelles del cúmul de les Híades estan compostes per elements químics més pesants que els del Sol i altres estrelles del núvol interestel·lar local. Així, s'estima que la metal·licitat global del cúmul de Híades és de +0,14.[5]

El cúmul de les Híades està relacionat amb altres cúmuls estel·lars veïns. L'edat, la metal·licitat i el moviment propi coincideixen amb el cúmul de Pessebre, més gran i llunyà.[11] Amb tot, les trajectòries d'ambdós cúmuls es poden rastrejar dins la mateixa regió de l'espai, cosa que podria indicar un origen comú.[12] Un altre cúmul relacionat és l'anomenat "torrent de les Híades" (Hyades Stream), un conjunt d'estrelles disperses que comparteixen una trajectòria similar amb el Cúmul de les Híades. Segons estudis recents, almenys el 15% de les estrelles del torrent de les Híades comparteixen la mateixa composició química que les estrelles del cúmul.[13] No obstant això, aproximadament el 85% de les estrelles del torrent no estan del tot relacionades amb el cúmul original, atès que tenen edats i nivells de metal·lització diferents. Amb tot, el seu moviment comú s'atribueix als efectes de marea de la barra massiva en rotació situada al centre de la Via Làctia.[14] Dins del torrent de les Híades es troba l'estrella Iota Horologii (Constel·lació del rellotge) on hi ha un exoplaneta que orbita al seu voltant. Es pensa que podria ser un estel fugit del cúmul primordial de les Híades.[15]

  •  
    Carta estel·lar del cúmul de les Hyades
  •  
    Mapa d'estrelles dins de 100 parsecs del Sol, les Híades es troben a 180°de longitud galàctica.

Astrometria

modifica
 
Cúmul de les Híades. Imatge obtinguda pel telescopi espacial Hubble.

Diferents estudis del Cúmul de les Híades realitzats a través l'Observatori Espacial Gaia, entre 2018 i 2022, han determinat una velocitat de grup U, V, W de -42,11±6,50, -19,09±4,37, -1,32±0,44 km/s, tot basant-se en les velocitats del nucli de 138 estrelles.[16][17][18]

L'estudi de Gaia del 2019 es va centrar a identificar la topologia del cos principal de les Híades fins a 30 parsecs de distància. Es van identificar 1764 estrelles candidates, incloses 10 nanes marrons i 17 nanes blanques, 8 de les quals conformaven sistemes binaris.[19]

Història

modifica

Les Híades, juntament amb el cúmul estel·lar de les Plèiades, formen l'anomenada Porta Daurada de l'Eclíptica.

En la mitologia grega, les Híades eren les cinc filles d'Atles i les germanastres de les Plèiades. Després de la mort del seu germà Hiant, les germanes es van transformar en un cúmul d'estrelles que es va associar al fenomen de la pluja.[20]Atès que és visible a ull nu, el cúmul de les Híades es coneix des de la prehistòria. Per aquest motiu, és esmentat per nombrosos autors clàssics, com Homer, Hesíode o Ovidi.[21] Al llibre 18è de la Ilíada apareixen les estrelles de les Híades juntament amb les Plèiades, l'Ossa Major i Orió a l'escut que el déu Hefest va fer per a Aquil·les.[22]

El cúmul de les Híades va ser catalogat per primer cop per Giovanni Battista Hodierna, el 1654. Posteriorment, va aparèixer en molts atles estel·lars entre els segles XVII i XVIII.[21] Tanmateix, Charles Messier no el va incloure al seu catàleg de 1781 d'objectes del cel profund.[21] Per aquest motiu, no té una denominació Messier, a diferència d'altres cúmuls similars, com ara M44 (Pessebre), M45 (Plèiades) o M67 (Cúmul de Cranc)

El 1869, l'astrònom Richard Proctor va observar que nombroses estrelles situades a gran distància de les Híades compartien un moviment similar a l'espai.[23] L'any 1908, l'astrònom estatunidenc Lewis Boss, després de gairebé 25 anys d'observacions, donà suport a l'existència d'un grup d'estrelles que es movien conjuntament. Boss, l'anomenà Taurus Stream (ara conegut generalment com a Hyades Stream o Supercúmul de les Híades). Boss també publicà un gràfic que representava els moviments de les estrelles fins a un punt de convergència.[24]

A la dècada de 1920 va estendre's la idea que les Híades compartien un origen comú amb el Cúmul del Pessebre.[25] Va ser Rudolf Klein-Wassink qui assenyalà, el 1927, que els dos cúmuls estaven "probablement relacionats còsmicament".[26] Durant gran part del segle XX, l'estudi científic de les Híades es va centrar a determinar-ne la distància, l'evolució i caracteritzar les estrelles que el componien.

Morfologia i evolució

modifica

Totes les estrelles neixen en cúmuls estel·lars, però la majoria dels cúmuls desapareixen uns 50 milions d'anys després que conclogui la formació estel·lar.[27] El terme astronòmic per a aquest procés és anomenat «evaporació». Només els cúmuls extremadament massius que orbiten lluny del Centre Galàctic poden evaporar-se en períodes de temps més prolongats.[28] Sent un d'aquests supervivents, és molt probable que el Cúmul de les Híades contingués un nombre d'estrelles molt superior en la seva infantesa. Així, les estimacions de la massa original del cúmul oscil·len entre 800 i 1.600 vegades la massa del Sol (M☉).[29][30]

Població estel·lar

modifica

La teoria prediu que un cúmul jove d'aquesta mida hauria de donar a llum estrelles i objectes estel·lars de tots els tipus espectrals, des d'estrelles tipus O enormes i calentes, fins a nanes marrons tènues.[30] Tanmateix, al cúmul, no hi apareixen aquest dos tipus d'estrelles extremes.[31][32] Tenint en compte que l'edat del cúmul és d'uns 625 milions d'anys i la seqüència principal del clúster és d'unes 2,3 M☉ (massa solar), s'estima que les estrelles més pesants haurien evolucionat cap a subgegants, gegants o nanes blanques, mentre que les menys massives encara continuarien fusionant hidrogen.[29]

Diversos estudis han revelat un total de 8 nanes blanques al nucli del cúmul, [33] corresponents a l'etapa evolutiva final de la població d'estrelles de tipus B (massa 3,0 M☉).[29] L'etapa evolutiva anterior està representada per les quatre gegants vermelles del cúmul. El seu tipus espectral actual és K0 III, però totes són en realitat estrelles tipus A «retirades», amb una massa de 2.5 M☉.[34][35]

Theta 2 Tauri és una estrella geganta de tipus A7 III que conforma un sistema binari amb una companya menys massiva de tipus espectral A. Aquest sistema binari s'associa visualment amb Theta 1 Tauri, una de les quatre gegants vermelles, que també té un company binari de tipus A.[34] [36]

La resta d'estels confirmats del cúmul inclou nombroses estrelles brillants del tipus espectral A (almenys, 21), del tipus F (unes 60) i del tipus G (unes 50).[5] [32] Totes aquestes estrelles es concentren densament en un radi de 10 parsecs al voltant del centre del cúmul. Per comparació, en un radi de 10 parsecs al voltant del sistema solar només s'hi troben 4 estrelles del tipus A, 6 del tipus F i 21 del tipus G.[37]

El nombre d'estrelles de menor massa de les Híades (tipus espectrals K i M) segueix sent encara poc conegut, malgrat la proximitat i el gran nombre d'observacions. S'han confirmat no menys de 48 nanes tipus K, juntament amb una dotzena de nanes roges dels tipus espectrals M0-M2.[5][32][38] Aquesta escassetat en el rang inferior de masses estel·lars contrasta fortament amb la distribució d'estrelles dins del radi de 10 parsecs del sistema solar, on s'han detectat almenys 239 nanes roges (el 76% del total d'estrelles veïnes del Sol).[37]

Altres investigacions més recents han descobert un nombre superior d'estels poc massius a les Híades, gràcies a l'increment de cerques més específiques [31][39] i a una millora en la detecció del moviment propi.[40][41][42] Així, uns 35 estels tipus L i 15 nanes marrons de tipus T són membres de les Híades o potencials candidats. Altrament, la Missió Gaia DR2 va permetre la identificació de 710 estels pertanyents al cúmul dins d'un radi de 30 parsecs, incloent-hi 23 candidats amb masses estimades entre 60 i 80 MJ (massa de Júpiter).[43]

Dispersió de massa

modifica

La distribució observada dels tipus estel·lars a l'interior del cúmul de les Híades mostra un procés de dispersió de massa. Amb l'excepció de les nanes blanques, en un radi de 2 parsecs només hi apareixen sistemes estel·lars d'aproximadament 1 M☉.[5] Aquesta minsa concentració d'estrelles pesants dona a les Híades la seva estructura general, amb un nucli de sistemes brillants molt compactes i un halo exterior format per estrelles més separades, en el qual són habituals estrelles de tipus espectrals superiors.

El radi del nucli és de 2,7 parsecs (8,8 anys llum), mentre que el radi de la massa mitjana (que conté la meitat de la massa del cúmul) és de 5,7 parsecs (19 anys llum). El radi de marea de 10 parsecs (33 anys llum) representa el límit exterior mitjà de les Híades. Més enllà, és poc probable que una estrella romangui lligada gravitacionalment al cúmul.[5] [29]

El procés d'«evaporació estel·lar» es produeix a l'halo del cúmul a mesura que les estrelles més petites es dispersen cap a l'exterior. Aquestes estrelles situades a l'halo poden acabar desapareixent a causa de les marees exercides pel nucli galàctic o per col·lisions amb núvols d'hidrogen a la deriva.[28] Atès aquest procés, és probable que el Cúmul de les Híades perdés gran part de la població original de nanes roges i un nombre important d'estrelles més brillants.

Sistemes binaris

modifica

Un altre efecte de la dispersió de massa és la concentració de sistemes binaris al nucli del clúster.[5] [32] Més de la meitat de les estrelles F i G conegudes són sistemes binaris i es troben preferentment dins d'aquesta regió central. Igual que passa al voltant del sistema solar, el nombre de sistemes binaris s'incrementa amb l'augment de la massa estel·lar. La proporció de sistemes binaris a les Híades pels estels tipus K és del 26%, i del 87% pels estels tipus A.[32] Als sistemes binaris de les Híades, els estels solen estar separats per poca distància, amb òrbites on els semieixos majors són d'unes 50 unitats astronòmiques.[44] Tot i que la ràtio exacta entre sistemes individuals i múltiples del clúster segueix sent incerta, aquesta proporció té implicacions considerables per comprendre'n la distribució general. Per exemple, l'astrònom Michael Perryman i el seu equip han estimat un total de 200 estels individuals amb alta probabilitat.[5] Ara bé, si la proporció de sistemes binaris és del 50%, la població total d'estels individuals del cúmul no seria inferior a 300.

Evolució futura

modifica

Els estudis indiquen que el 90% dels cúmuls oberts desapareixen mil milions d'anys després de la seva formació, i que només una petita fracció sobreviu a l'edat actual del sistema solar (uns 4.600 milions d'anys).[28]

Durant els pròxims centenars de milions d'anys, el cúmul de les Híades continuarà perdent massa i població estel·lar, a mesura que les estrelles més brillants evolucionin fora de la seqüència principal i les més tènues acabin fora de l'halo del cúmul. Al capdavall, el cúmul es podria acabar reduint a una dotzena de sistemes estel·lars, la majoria binaris o múltiples, que romandrien sent vulnerables a les forces dissipatives.[28]

Les estrelles més brillants

modifica
 
Estrelles brillants al nucli del cúmul de les Hyades

Llista d'estrelles del cúmul de Híades que són de quarta magnitud o més brillants.[45]

Les estrelles més brillants de les Hyades
Designació HD Magnitud aparent Classificació estel·lar
Theta 2 Tauri 28319 3.398 A7III
Epsilon Tauri 28305 3.529 K0III
Gamma Tauri 27371 3.642 G8III
Delta 1 Tauri 27697 3.753 G8III
Theta 1 Tauri 28307 3.836 G7III
Kappa Tauri 27934 4.201 A7IV-V
90 Tauri 29388 4.262 A6V
Upsilon Tauri 28024 4.282 A8Vn
Delta 2 Tauri 27962 4.298 A2IV
71 Tauri 28052 4.480 F0V

Exoplanetes

modifica

S'han trobat quatre estrelles de les Híades que allotgen potencials exoplanetes.

Vegeu també

modifica

Referències

modifica
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Stefano Bertone «Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung-Russell diagrams» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 8-2018. DOI: 10.1051/0004-6361/201832843.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Marcelo Assafin «Proper motions of the optically visible open clusters based on the UCAC4 catalog» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2014, pàg. 79–79. DOI: 10.1051/0004-6361/201323226.
  3. ↑ «WIYN open cluster study. LVII. Oxygen abundances of solar-type dwarfs in the Hyades and NGC 752». Astronomical Journal, 2013. DOI: 10.1088/0004-6256/146/6/143.
  4. ↑ Martin Netopil «On the metallicity of open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2014, pàg. 93–93. DOI: 10.1051/0004-6361/201322559.
  5. ↑ 5,00 5,01 5,02 5,03 5,04 5,05 5,06 5,07 5,08 5,09 5,10 5,11 5,12 Perryman, M. A. C.; Brown, A. G. A.; Lebreton, Y.; Gomez, A.; Turon, C. «The Hyades: distance, structure, dynamics, and age». Astronomy and Astrophysics, 331, 01-03-1998, pàg. 81–120. DOI: 10.48550/arXiv.astro-ph/9707253. ISSN: 0004-6361.
  6. ↑ 6,0 6,1 van Leeuwen, F. "Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue", A\&A, 2009
  7. ↑ 7,0 7,1 Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D.; Krajci, T. "Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars", Journal of the American Association of Variable Star Observers, 2011
  8. ↑ 8,0 8,1 McArthur, Barbara E.; Benedict, G. Fritz; Harrison, Thomas E.; van Altena, William "Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Selected Hyads", AJ, 2011
  9. ↑ Bouvier J, Kendall T, Meeus G, et al. «Brown dwarfs and very low mass stars in the Hyades cluster: a dynamically evolved mass function.». Astronomy & Astrophysics, 481, 2008, pàg. 661-672.
  10. ↑ 10,0 10,1 Jim Kaler. «Hyadum I». Jim Kaler's Stars. [Consulta: 29 octubre 2013].
  11. ↑ Dobbie, PD; Napiwotzki, R; Burleigh, MR; etal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 369, 1, 2006, pàg. 383–389. arXiv: astro-ph/0603314. Bibcode: 2006MNRAS.369..383D. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2006.10311.x [Consulta: free].
  12. ↑ «Messier Object 44». SEDS, 25-08-2007. [Consulta: 24 desembre 2012].
  13. ↑ De Silva, G; etal MNRAS, 415, 1, 2011, pàg. 563–575. arXiv: 1103.2588. Bibcode: 2011MNRAS.415..563D. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2011.18728.x [Consulta: free].
  14. ↑ 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 & Astrophysics, 461: 957-962. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...461..957F.
  15. ↑ Vauclair, S.; Laymand, M.; Bouchy, F.; Vauclair, G.; Hui Bon Hoa, A. Astronomy and Astrophysics, 482, 2, 2008, pàg. L5–L8. arXiv: 0803.2029. Bibcode: 2008A&A...482L...5V. DOI: 10.1051/0004-6361:20079342., announced in Emily Baldwin. «The Drifting Star». Arxivat de l'original el 2008-04-21. [Consulta: 18 abril 2008].
  16. ↑ Reino, Stella; de Bruijne, Jos; Zari, Eleonora; d'Antona, Francesca; Ventura, Paolo Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 477, 3, 28-03-2018, pàg. 3197–3216. arXiv: 1804.00759. DOI: 10.1093/mnras/sty793. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  17. ↑ Röser, Siegfried; Schilbach, Elena; Goldman, Bertrand (en anglès) Astronomy & Astrophysics, 621, 01-01-2019, pàg. L2. arXiv: 1811.03845. Bibcode: 2019A&A...621L...2R. DOI: 10.1051/0004-6361/201834608. ISSN: 0004-6361.
  18. ↑ Elsanhoury, Waleed; Al-Johani, Amnah; Al-anzi, Aneefah; Al-jaber, Bashayr; Al-Bishi, Fatmah (en anglès) Indian Journal of Pure & Applied Physics, 60, 3, 16-03-2022, pàg. 268–273. DOI: 10.56042/ijpap.v60i3.58781. ISSN: 0975-1041 [Consulta: free].
  19. ↑ Lodieu, N.; Smart, R. L.; Pérez-Garrido, A.; Silvotti, R. Astronomy & Astrophysics, 623, 27-02-2019, pàg. A35. arXiv: 1901.07534. Bibcode: 2019A&A...623A..35L. DOI: 10.1051/0004-6361/201834045. ISSN: 0004-6361.
  20. ↑ Ian Ridpath. «The Hyades – the face of the bull». Ian Ridpath’s Star Tales. [Consulta: 20 novembre 2023].
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 Information on the Hyades from SEDS
  22. ↑ Homer. The Iliad. Translated by Richmond Lattimore. University of Chicago Press, 1951.
  23. ↑ Zuckerman B, Song I. (2004) Young stars near the Sun. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. Volume 42, 685-721. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA%26A..42..685Z.
  24. ↑ Boss L. (1908) Convergent of a moving cluster in Taurus. Astronomical Journal, 26: 31-36. Full text link at http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AJ.....26...31B.
  25. ↑ Hertzsprung E. (1922) On the motions of Praesepe and of the Hyades. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, Vol. 1, p.150. Full text link at http://adsabs.harvard.edu/abs/1922BAN.....1..150H.
  26. ↑ Klein-Wassink WJ. (1927) The proper motion and the distance of the Praesepe cluster. Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, 41: 1-48. Full text link at http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PGro...41....1K
  27. ↑ Lada, CJ; Lada, EA Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 41, 1, 2003, pàg. 57–115. arXiv: astro-ph/0301540. Bibcode: 2003ARA&A..41...57L. DOI: 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844.
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 28,3 Pavani, DB; Bica, E Astronomy & Astrophysics, 468, 1, 2007, pàg. 139–150. arXiv: 0704.1159. Bibcode: 2007A&A...468..139P. DOI: 10.1051/0004-6361:20066240.
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 29,3 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.
  30. ↑ 30,0 30,1 Kroupa, P; Boily, CM Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 336, 4, 2002, pàg. 1188–1194. arXiv: astro-ph/0207514. Bibcode: 2002MNRAS.336.1188K. DOI: 10.1046/j.1365-8711.2002.05848.x [Consulta: free].
  31. ↑ 31,0 31,1 Bouvier J, Kendall T, Meeus G, Testi L, Moraux E, Stauffer JR, James D, Cuillandre J-C, Irwin J, McCaughrean MJ, 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. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...481..661B.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 32,4 Böhm-Vitense, E Astronomical Journal, 133, 5, 2007, pàg. 1903–1910. Bibcode: 2007AJ....133.1903B. DOI: 10.1086/512124 [Consulta: free].
  33. ↑ Böhm-Vitense E. (1995) White dwarf companions to Hyades F stars. Astronomical Journal, 110: 228-231. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AJ....110..228B.
  34. ↑ 34,0 34,1 Torres, G; Stefanik, RP; Latham, DW Astrophysical Journal, 485, 1, 1997, pàg. 167–181. Bibcode: 1997ApJ...485..167T. DOI: 10.1086/304422 [Consulta: free].
  35. ↑ Johnson JA, Fischer D, Marcy GW, Wright JT, Driscoll P, Butler RP, Hekker S, Reffert S, Vogt SS. (2007a) Retired A stars and their companions: Exoplanets orbiting three intermediate-mass subgiants. Astrophysical Journal, 665: 785-793. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...665..785J.
  36. ↑ Armstrong, JT; Mozurkewich, D; Hajian, AR; etal Astronomical Journal, 131, 5, 2006, pàg. 2643–2651. Bibcode: 2006AJ....131.2643A. DOI: 10.1086/501429.
  37. ↑ 37,0 37,1 Research Consortium on Nearby Stars (RECONS). Ten-parsec census at http://joy.chara.gsu.edu/RECONS/census.posted.htm.
  38. ↑ Endl, M; Cochran, WD; Kurster, M; Paulson, DB; Wittenmyer, RA Astrophysical Journal, 649, 1, 2006, pàg. 436–443. arXiv: astro-ph/0606121. Bibcode: 2006ApJ...649..436E. DOI: 10.1086/506465.
  39. ↑ Hogan E, Jameson R F, Casewell SL, Osbourne, SL, Hambly NC. (2008) L dwarfs in the Hyades. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 388 (2) 495-499. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.388..495H.
  40. ↑ Pérez-Garrido, A.; Lodieu, N.; Rebolo, R. Astronomy and Astrophysics, 599, 01-03-2017, pàg. A78. arXiv: 1701.03398. Bibcode: 2017A&A...599A..78P. DOI: 10.1051/0004-6361/201628778. ISSN: 0004-6361.
  41. ↑ Schneider, Adam C.; Vrba, Frederick J.; Munn, Jeffrey A.; Dahm, Scott E.; Bruursema, Justice The Astronomical Journal, 163, 5, 01-05-2022, pàg. 242. arXiv: 2203.11090. Bibcode: 2022AJ....163..242S. DOI: 10.3847/1538-3881/ac5f50. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  42. ↑ Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K. The Astrophysical Journal, 862, 2, 01-08-2018, pàg. 138. arXiv: 1805.11715. Bibcode: 2018ApJ...862..138G. DOI: 10.3847/1538-4357/aaca2e. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  43. ↑ Lodieu, N.; Smart, R. L.; Pérez-Garrido, A.; Silvotti, R. Astronomy and Astrophysics, 623, 01-03-2019, pàg. A35. arXiv: 1901.07534. Bibcode: 2019A&A...623A..35L. DOI: 10.1051/0004-6361/201834045. ISSN: 0004-6361.
  44. ↑ Patience J, Ghez AM, Reid IN, Weinberger AJ, Matthews K. (1998) The multiplicity of the Hyades and its implications for binary star formation and evolution. Astronomical Journal, 115: 1972-1988. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AJ....115.1972P.
  45. ↑ Röser, S.; Schilbach, E. & Piskunov, A. E. et al. (July 2011), "A deep all-sky census of the Hyades", Astronomy & Astrophysics 531: 15, A92, DOI 10.1051/0004-6361/201116948
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Híades_(cúmul_estel·lar)&oldid=34239617»
  NODES
Association 2
Idea 1
idea 1
Project 2