تي تاوري

📅 آخر تحديث: ٢ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة

نجم تي الثور هو نجم متغير ثلاثي في ​​كوكبة الثور ، وهو النموذج الأولي لنجوم تي الثور . اكتُشف في أكتوبر 1852 على يد جون راسل هيند . يظهر نجم تي الثور من الأرض بين عنقود الثريا ، غير بعيد عن نجم إبسيلون الثور ، ولكنه في الواقع يبعد عنه مسافة 318 سنة ضوئية، ولا ينتمي إلى هذا العنقود. السحابة الواقعة غرب هذا النظام هي NGC 1555 ، والمعروفة باسم سديم هيند المتغير.

على الرغم من أن هذا النظام يعتبر النموذج الأولي لنجوم تي تاوري، وهي مرحلة لاحقة في تكوين النجم الأولي، إلا أنه نجم تي تاوري غير نمطي للغاية. [ 12 ]

الخصائص المدارية والكتلة

يتكون النظام من ثلاثة نجوم: تي تاوري الشمالي (T Tau N)، وتي تاوري الجنوبي أ (T Tau Sa)، وتي تاوري الجنوبي ب (T Tau Sb). يُقدّر بُعد تي تاوري الشمالي عن النظام الثنائي الجنوبي بحوالي 300 وحدة فلكية، ويُعتقد أن المسافة بين النظام الثنائي تبلغ حوالي 7 وحدات فلكية، مع فترة مدارية تبلغ 27.2 ± 0.7 سنة. مدار تي تاوري الشمالي حول النظام الثنائي الجنوبي غير مُحدد بدقة، حيث تتراوح التقديرات للفترة المدارية بين 400 و14000 سنة حتى عام 2020. تبلغ كتلة تي تاوري الشمالي حوالي 2.1 كتلة شمسية ، وتُقدّر كتلة تي تاوري الجنوبي أ بين 2.0 و2.3 كتلة شمسية ، بينما تُقدّر كتلة تي تاوري الجنوبي ب بين 0.4 و0.5 كتلة شمسية . [ 13 ] [ 14 ]   

التباين والامتصاص البصري

منحنى الضوء المرئي لمدة 160 عامًا لنجم تي تاوري، تم رسمه من بيانات AAVSO [ 15 ]

يُرى النظام الثنائي الجنوبي بشكل رئيسي في نطاق الأشعة تحت الحمراء، وهو ما يُعزى على الأرجح إلى حلقة محيطة بالنظام الثنائي تحجب الضوء المرئي (وإذا كان هناك أي ضوء مرئي يتسرب، فلا بد أن يكون قدره الظاهري أقل من 19.6)، بينما يُعتقد أن قرص التراكم الخاص بـ T Tau N عمودي تقريبًا على خط رؤيتنا، مما يسمح لنا برؤية T Tau N في نطاق الضوء المرئي. [ 16 ]

يتفاوت سطوع النظام الثنائي الجنوبي بشكلٍ كبير خلال فترات زمنية قصيرة ظاهريًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء. [ 16 ] يُعتقد أن هذا التفاوت يعود إلى عدم تجانس المادة في الحلقة المحيطة بالنظام الثنائي، مما يؤدي إلى تباين كمية الضوء المار عبرها أثناء دورانها حول النظام، وإلى توهج مكونات النظام الثنائي أثناء تراكم المادة عليها. ولا يزال من غير المعروف أي الآليتين تُسهم بشكلٍ أكبر في هذا التفاوت.

يُلاحَظ أن نظام T Tau S يتحرك باتجاه الشمال الغربي، وقد توقعت دراستان أن الحلقة المحيطة بالنجم الثنائي T Tau S ستتحرك أمام T Tau N خلال 100 عام. [ 17 ] [ 18 ] وبناءً على رصد AAVSO ، وُجِد أن النجم قد خفت سطوعه بمقدار درجتين تقريبًا بين عامي 2015 و2024. يُفسَّر هذا على أنه بداية الخفوت الكبير لـ T Tau N. سيستمر هذا الخفوت من 60 إلى 70 عامًا أو أكثر، وقد يختفي T Tau N من الطيف المرئي عندما يتحرك المستوى المتوسط ​​الكثيف للحلقة أمامه. [ 19 ]

نظام التدفق الخارجي

صورة هابل لنجم تي تاوري إن وظل الحلقة الثنائية المحيطة بنجم تي تاوري إس. تم التقاط الصورة في عام 2005 بالأشعة فوق البنفسجية .

النجوم الثلاثة جميعها في طور تي تاوري. خلال هذا الطور، لا يخضع النجم لعملية اندماج نووي داخل نواته، بل يسطع بفضل الحرارة المتبقية المنبعثة من انهياره. هذا ما يجعل سطوع نجم تي تاوري يتغير على مدار أسابيع أو أشهر مع تراكم المادة. من الآليات المهمة في تكوين النجوم النفاثات التي تتشكل بفعل التراكم، والتي تعمل بشكل مشابه لنفاثات الكوازار أو النواة المجرية النشطة . تتشكل هذه النفاثات نتيجة للمجالات المغناطيسية المتكونة في قرص التراكم، وكأثر جانبي، فإنها تحمل معها الزخم الزاوي الزائد من النجم. بدون هذه الآلية، لن يتمكن النجم من تراكم أكثر من 0.05 كتلة شمسية . [ 13 ] 

اعتبارًا من عام 2020، يمر نجم T Tau Sb عبر مستوى الحلقة المحيطة بالنجم الثنائي T Tau S، وهو يخفت حاليًا لأن الحلقة تحجب ضوءه. [ 16 ]

حظي نظام تي تاوري باهتمام خاص من علماء الفلك لأنه ليس نجمًا نموذجيًا من نجوم تي تاوري. على وجه التحديد، يبدو أن تي تاوري إن لا يزال نجمًا أوليًا مُدمجًا، ولكنه على الأرجح قُذف من السحابة الكثيفة التي وُلد فيها خلال آلاف السنين الماضية. ومن شبه المؤكد أنه لا يزال مرتبطًا جاذبيًا بالنجمين الآخرين. طيفه مطابق تمامًا لطيف نجم تي تاوري الكلاسيكي، ولكنه من الناحية التطورية ليس نجمًا من نجوم تي تاوري. [ 12 ]

لا يزال نظام التدفق الخارجي المعقد الناتج عن النجوم غير مفهوم بشكل كامل، لا سيما فيما يتعلق بكيفية تطوره مع مرور الوقت. يُعتقد بوجود تدفقين خارجيين ثنائيي القطب، أحدهما قادم من نجم T Tau N، والآخر من نجم T Tau S. ونظرًا لقرب نجمي T Tau S الشديد، يبدو أن تدفقاتهما الخارجية إما تندمج أو أن نجم T Tau Sb لا يُنتج تدفقًا خارجيًا يُذكر. ويبدو أن التدفقين يتفاعلان نوعًا ما، ويُعتقد أن هذا التفاعل سيزداد حدة في المستقبل.

السديم المحيط

صورة واسعة المجال تُظهر السديم الانعكاسي وسحب الغبار. حقوق الصورة: آدم بلوك/مركز ماونت ليمون سكاي سنتر/جامعة أريزونا.

يحيط بالنظام ثلاثة أجسام هيربيغ-هارو متميزة . وهي عبارة عن بقع من السديم ناتجة عن تفاعل التدفقات الخارجية مع الوسط بين النجوم. ويمكن اعتبارها جبهات صدمية للنفثات عندما تصطدم المادة سريعة الحركة بالغاز البارد والغبار المحيط بالنظام. [ 13 ]

أبرز السدم المرصودة هي سحابة NGC 1555، المعروفة باسم سديم هيند المتغير، وتقع على بُعد دقيقة قوسية واحدة فقط غرب نجم تي الثور. اكتشف هيند هذا السديم لأول مرة عام 1852، ويُعرف الآن بأنه سديم انعكاسي نظرًا لتشابه أطيافه مع طيف نجم تي الثور نفسه. يُعتقد أن سطوع السديم يتغير بسبب وجود مواد تتداخل أحيانًا بين نجم تي الثور والسديم الانعكاسي.

لا تُعدّ السديمية الداكنة جزءًا من سديم هيند المتغير من الناحية الفنية، لكنها جزء من السحابة نفسها، وتعتبرها معظم الفهارس جرمًا واحدًا. ومن بين التسميات المختلفة لهذه السحابة: GC 839، وHH 155، وvdB 28، وCed 32b، وSH 2-238، وGN 04.18.9، وBDN176.28-20.89.

يبدو أن HH155 جزء من سحابة NGC 1555 ، وهو في الواقع رقعة من السديم الانبعاثي المنبعث من التدفق الخارجي المزاح نحو الشرق والغرب من T Tau N. ويمتد هذا السديم حتى NGC 1555، ويتسبب في ظهور بعض انبعاثات الخطوط المحظورة الخافتة في الموقع للسديم الانعكاسي، والتي تنتج عن تفاعل التدفق الخارجي سريع الحركة مع المادة الساكنة داخل NGC 1555. [ 20 ]

السديم HH255 أقرب بكثير إلى النظام النجمي نفسه، والمعروف أيضًا باسم سديم بورنهام (أو Ced 32c). وهو بقعة أخرى من السديم الانبعاثي، يُرجح أنها ناتجة عن تدفقات النجوم الفردية المتفاعلة وتدفقات أخرى تتسرب من المناطق الداخلية الكثيفة للنظام النجمي. [ 21 ]

عندما استخدم شيربورن ويسلي بورنهام تلسكوب جريت ليك الانكساري الجديد بقطر 36 بوصة عام 1890 للعثور على سديم هيند، الذي كان مفقودًا بشكل متقطع منذ ستينيات القرن التاسع عشر، أخطأ في فحص نجم تي تاوري نفسه بدلًا من المنطقة الواقعة غربًا منه مباشرةً، ونجح في العثور على سديم. عندما لاحظ أن وصف سديم هيند لا يتطابق مع ما كان يراه، طلب من زميله إدوارد إيمرسون بارنارد إلقاء نظرة عليه نظرًا لخبرته الأكبر في السدم ودقة نظره. اكتشف بارنارد سديمًا آخر، يقع على بُعد دقيقة قوسية تقريبًا جنوب غرب تي تاوري، وقطره حوالي دقيقة قوسية. سُمي هذا السديم الذي عثر عليه بارنارد مؤقتًا بسديم بارنارد إلى أن تبيّن لاحقًا في نفس العقد أنه سديم هيند، وسُمّي السديم الموجود حول تي تاوري بسديم بورنهام. سيكون هذا أول جسم هيربيج-هارو يُكتشف على الإطلاق، على الرغم من أن فئة هذا الجسم لن تكون تم صياغته حتى عام 1953. [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]

يُعدّ HH355 تدفقًا خارجيًا عملاقًا يمتدّ لمسافة تقارب 1.5 فرسخ فلكي من النظام النجمي، وقد اكتُشف عام 1997. يتميّز هذا التدفق الخارجي بحجمه الكبير غير المعتاد، ويُعزى ذلك على الأرجح إلى قذف نجم T Tau N من مدار فوضويّ أقرب مع نجمي T Tau Sa وSb منذ آلاف السنين. يُمكن رصد البقع بسهولة باستخدام خط انبعاث H-Alpha ، ومن خلال قياس انزياح دوبلر للفصين، يبدو أنهما نشآ من نظام T Tau. يحتوي كلٌّ من الفصين، المُشار إليهما بـ HH355 الشمالي وHH355 الجنوبي، على ثلاث بقع رئيسية (ليصبح المجموع ست بقع). يحتوي الفص الشمالي على البقع A وB وC؛ يحتوي الفص الجنوبي على البقع D وE وF. ويبدو أن هذه البقع قد تشكلت في أزواج، حيث تشكلت البقعتان A وF قبل 5000 عام، والبقعتان B وE بعد 900 عام، والبقعتان C وD بعد 900 عام أخرى (بافتراض سرعة مماسية تبلغ 150 كم/ث، وهي سرعة تدفق شائعة نسبيًا). وبعد تشكل الزوج الأخير، أعقب ذلك فترة من الهدوء النسبي. [ 27 ]

الأقراص المحيطة

كما هو معتاد في النجوم الفتية، تُحاط النجوم الثلاثة في نظام تي تاوري بأقراص مضغوطة تتشكل بفعل تفاعل النجوم. ويحتوي القرص المحيط بنجم تي تاوري الشمالي على فجوة يبلغ نصف قطرها حوالي 12 وحدة فلكية ، مما يشير إلى وجود كوكب يدور حوله بكتلة زحل داخل هذه الفجوة. [ 28 ]

النظام الكوكبي تي تاوري [ 28 ] [ 18 ] [ 19 ]
الرفيق (بالترتيب من النجم)كتلةالمحور شبه الرئيسي ( وحدة فلكية )الفترة المدارية ( بالأيام )الغرابةالميل (°)نصف القطر
قرص تي تاوري إن الكوكبي الأولي24 ± 4 وحدة فلكية25.2 ± 1.1 درجة—
قرص تي تاوري سا الكوكبي الأولي3.9 ± 0.1 وحدة تعسفية52.8 ± 0.6 درجة—
قرص تي تاوري إس بي الكوكبي الأولي3.2 ± 0.3 وحدة تعسفية63.2 ± 0.9 درجة—
حلقة تي تاوري إس المحيطة بالثنائي60 – 80 وحدة فلكية>80 درجة—

سديم ستروف المفقود

يُعتقد أن السديم NGC 1554 (Ced 32a) مرتبط بنجم تي الثور. في ستينيات القرن التاسع عشر، اختفى سديم هيند عن أنظار معظم علماء الفلك على الأرض، بمن فيهم هيند نفسه، إلا أن أوتو فيلهلم فون ستروف ، الذي كان يمتلك ثالث أقوى تلسكوب في العالم آنذاك، تمكن من رؤيته. في عام 1868، فقد ستروف السديم، لكنه عثر على بقعة جديدة من السديم على بُعد أربع دقائق قوسية تقريبًا غربًا، اعتقد أنها تختلف عن سديم هيند. لم يُكلّف نفسه عناء الإبلاغ عن هذا الاكتشاف لعدم اهتمامه بالسدم، واكتفى بالكتابة سرًا إلى داريست، الذي نشر الاكتشاف لاحقًا. [ 29 ] على مدار العشر إلى العشرين سنة التالية، اختفى سديم ستروف عن الأنظار، وعاد سديم هيند إلى الظهور أمام معظم علماء الفلك في الوقت نفسه. من المرجح أن ستروف قد لاحظ شيئًا ما بالفعل، لا سيما بالنظر إلى أن داريست قد أكد ذلك، ولكن حتى عام 2022 لا يوجد تفسير متفق عليه لسبب هذه الظاهرة. [ 22 ]

لا تزال الديناميكيات الدقيقة لنظام التدفق الخارجي لسديم تي الثور، وخاصة تطوره، غير مفهومة بشكل كافٍ. من المحتمل أن يكون نوع من التفاعل بين التدفقات الخارجية في الماضي قد تسبب في الظواهر التي رصدها ستروف، ولكن يلزم توفر المزيد من البيانات، على الأقل فيما يتعلق بالقيود المدارية لسديم تي الثور الشمالي وكيفية تفاعل التدفقات الخارجية، قبل التوصل إلى أي نظرية محددة. [ 13 ] على الأرجح، تعرض سديم تي الثور الشمالي لقذف من النظام الثنائي الجنوبي تي الثور الجنوبي إلى مدار بيضاوي كبير قبل بضعة آلاف من السنين (استنادًا إلى عمر فصوص HH 355)، وقد يكون سديم ستروف مرتبطًا بذلك بطريقة ما، لكن هذا مجرد تكهنات. [ 12 ] [ 27 ]

في لعبة الفيديو "إيليت: دينجرس" الصادرة عام ٢٠١٤ ، يظهر النظام النجمي والسديم المحيط به كموقع يمكن للاعبين زيارته. يقع هذا النظام في اللعبة على مسافة أبعد قليلاً عن الأرض مقارنةً بالواقع، كما أنه يحاكي النظام النجمي نفسه بشكل غير دقيق، حيث يُمثَّل T Tau N بنجم من النوع G ضمن التسلسل الرئيسي، ويُمثَّل T Tau S بنجم مماثل من النوع G ضمن التسلسل الرئيسي (بدلاً من نظام ثنائي يتكون من نجمين من نوع T Tauri). ومن الجدير بالذكر وجود ميناء فضائي صغير في النظام يُسمى "منجم هيند"، يقع ضمن نظام حلقات عملاق غازي خيالي يدور حول T Tau N، والذي يتميز ببعده الشاسع عن معظم الأنظمة المأهولة الأخرى. [ ٣٠ ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ رومان، نانسي ج. (1987). "تحديد كوكبة من موقعها" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 99 (617): 695. Bibcode : 1987PASP...99..695R . doi : 10.1086/132034 .سجل الكوكبة لهذا الجسم في VizieR .
  2. 1 2 3 4 فان ليوين، ف. (نوفمبر 2007)، "التحقق من صحة اختزال هيباركوس الجديد"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 474 (2): 653-664 ، arXiv : 0708.1752 ، Bibcode : 2007A & A...474..653V ، doi : 10.1051/0004-6361:20078357 ، S2CID 18759600 . 
  3. 1 2 ساموس، ن.ن. كازاروفيتس، إيف؛ دورليفيتش، أو في؛ كيريفا، NN؛ باستوخوفا، إن (2017). "الكتالوج العام للنجوم المتغيرة: الإصدار GCVS 5.1". تقارير علم الفلك . 61 (1): 80. بيب كود : 2017ARep...61...80S . دوى : 10.1134/S1063772917010085 .
  4. ↑ هيربيغ، جي إتش (1977). "السرعات الشعاعية والأنواع الطيفية لنجوم تي تاوري". المجلة الفيزيائية الفلكية . 214 : 747. Bibcode : 1977ApJ...214..747H . doi : 10.1086/155304 .
  5. 1 2 نيكوليه، ب. (1978). "كتالوج القياسات الضوئية الكهروضوئية المتجانسة في نظام UBV". سلسلة ملحقات علم الفلك والفيزياء الفلكية . 34 : 1-49 . Bibcode : 1978A & AS...34....1N .
  6. ↑ ويلسون، ر. إي. (1953). "الفهرس العام للسرعات الشعاعية النجمية". واشنطن . معهد كارنيجي في واشنطن العاصمة. رمز Bibcode : 1953GCRV..C......0W .
  7. ↑ براون، إيه جي إيه ؛ وآخرون ( فريق جايا ) (أغسطس 2018). " إصدار بيانات جايا 2: ملخص المحتويات وخصائص المسح" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 616. A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 . 
  8. 1 2 3 4 كيايفا، أو. في.؛ رومانينكو، إل. جي. (مايو 2023). "دراسة ديناميكية للنجم الثلاثي تي تاوري". تقارير علم الفلك . 67 (5): 493-501 . Bibcode : 2023ARep...67..493K . doi : 10.1134/S1063772923050050 . ISSN 1063-7729 . 
  9. ↑ بيك، تريسي ل.؛ غيوتو، ستيفان؛ شيفر، غيل؛ شابيون، إدويج؛ دوتري، آن؛ فولكو، إيمانويل دي (2026-03-03). "مرور نجم تي تاوري الجنوبي ب في أقرب نقطة له من الأرض كما رصده مرصد ألما: تغيرات التدفق المليمترية وتسخين الغبار الناتج عن الحركة المدارية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 999 : 122. arXiv : 2603.03208 . doi : 10.3847/1538-4357/ae3dd5 .
  10. 1 2 3 لوينارد، لوران؛ توريس، روزا م.؛ ميودوسزوسكي، إيمي ج.؛ رودريغيز، لويس ف.؛ غونزاليس-لوبيزليرا، روزا أ.؛ لاشوم، ريجيس؛ فاسكيز، فيرجيلو؛ غونزاليس، إيراندي (10 ديسمبر 2007). "تحديد المسافة إلى مناطق تكوّن النجوم القريبة باستخدام مصفوفة VLBA. الجزء الأول: المسافة إلى نجم T Tauri بدقة 0.4%". المجلة الفيزيائية الفلكية . 671 (1): 546-554 . arXiv : 0708.2081 . doi : 10.1086/522493 . ISSN 0004-637X . 
  11. ↑ تيتزلاف، ن.؛ نويهاوزر، ر.؛ هوهل، م.م. (يناير 2011). "فهرس للنجوم الشابة الهاربة من هيباركوس ضمن مسافة 3 كيلوبارسيك من الشمس" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 410 (1): 190-200 . arXiv : 1007.4883 . Bibcode : 2011MNRAS.410..190T . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . S2CID 118629873 . 
  12. فلوريس ، سي.؛ ريبورث، بي.؛ كونيللي، إم إس (2020). "هل نجم تي تاوري الشمالي نجم تي تاوري "كلاسيكي"؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 898 (2): 109. arXiv : 2006.10139 . Bibcode : 2020ApJ ...898..109F . doi : 10.3847/1538-4357/ab9e67 . S2CID 219792821 . 
  13. ١ ٢ ٣ ٤ بيك، تريسي ل.؛ شيفر، جي إتش؛ غيوتو، إس.؛ سيمون، إم.؛ دوتري، إيه.؛ فولكو، إي. دي؛ شابيون، إي. (٢٠٢٠). "حول طبيعة النظام الثلاثي تي تاوري" . المجلة الفيزيائية الفلكية . ٩٠٢ (٢): ١٣٢. arXiv : ٢٠٠٩.٠٣٨٦١ . Bibcode : ٢٠٢٠ApJ...٩٠٢..١٣٢B . doi : ١٠.٣٨٤٧/١٥٣٨-٤٣٥٧/abb٥f٥ . S٢CID ٢٢١٥٣٤٤٧٨ . 
  14. ^ كاسبر، م. سانثاكوماري، كيه كيه آر؛ هيربست، TM؛ فان بوكيل، ر.؛ مينارد، ف. جراتون، ر. فان هولشتاين، RG؛ لانجلوا، م. جينسكي، C .؛ بوكاليتي، أ. بينيستي، م. دي بوير، J .؛ ديلورمي، ص. ديسيديرا، س.؛ دومينيك، C.؛ هاجلبيرج، J .؛ هينينج، T.؛ هيدت، J.؛ كولر، ر. ميسا، د.؛ ميسينا، س.؛ بافلوف، أ.؛ بيتي، سي. ريكمان، إي. رو، أ.؛ ريجال، ف؛ فيجان، أ. وهاج، ز.؛ زورلو، أ. (2020). “نجم ثلاثي في ​​حالة من الفوضى”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 644 : أ114. أرخايف : 2011.06345 . دوى : 10.1051/0004-6361/202039186 . S2CID 226307038 . 
  15. ↑ "تنزيل البيانات" . aavso.org . AAVSO . تم الاطلاع عليه في 1 أكتوبر 2021 .
  16. 1 2 3 كامرير، ج.؛ كاسبر، م. أيرلندا، إم جي؛ كولر، ر. لوجير، ر. مارتيناش، F.؛ سيبنمورجن، ر.؛ فان دن أنكر، أنا؛ فان بوكيل، ر.؛ هيربست، TM؛ بانتين، إي. كوفل، H.-U. بيتي ديت دي لاروش، DJM؛ إيفانوف، في دي (2021). “القياس الضوئي للأشعة تحت الحمراء المتوسطة لنظام T Tauri الثلاثي مع قياس تداخل طور النواة”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 646 : ج36. أرخايف : 2012.11418 . بيب كود : 2021A & A...646A..36K . دوى : 10.1051/0004-6361/202039366 . S2CID 229340127 . 
  17. ↑ فلوريس، سي.؛ ريبورث، بي.؛ كونيللي، إم إس (2020-08-01). "هل نجم تي تاوري الشمالي نجم تي تاوري "كلاسيكي"؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 898 (2): 109. arXiv : 2006.10139 . Bibcode : 2020ApJ...898..109F . doi : 10.3847/1538-4357/ab9e67 . ISSN 0004-637X . 
  18. 1 2 بيك، تريسي ل.؛ شيفر، جي إتش؛ غيوتو، إس.؛ سيمون، إم.؛ دوتري، إيه.؛ دي فولكو، إي.؛ شابيون، إي. (2020-10-01). "حول طبيعة النظام الثلاثي تي تاوري" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 902 (2): 132. arXiv : 2009.03861 . Bibcode : 2020ApJ...902..132B . doi : 10.3847/1538-4357/abb5f5 . ISSN 0004-637X . 
  19. 1 2 بيك، تريسي ل. (10 يناير 2025). "خفوت كبير متوقع لنجم تي تاوري: هل بدأ؟" . المجلة الفلكية . 169 (3): 160. arXiv : 2501.06378 . Bibcode : 2025AJ....169..160B . doi : 10.3847/1538-3881/ad9a88 .
  20. ↑ سولف، ج.؛ بوم، ك.-هـ. (أكتوبر 1999). "دراسة طيفية عميقة ذات شق طويل للتدفقين ثنائيي القطب من النظام الثنائي تي تاوري" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 523 (2): 709-720 . Bibcode : 1999ApJ...523..709S . doi : 10.1086/307760 . ISSN 0004-637X . S2CID 122610017 .  
  21. ↑ مات، شون؛ بوم، كارل-هاينز (مارس 2003). "النجم الغامض HH 255". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 115 (805): 334-341 . arXiv : astro-ph/0211582 . Bibcode : 2003PASP..115..334M . doi : 10.1086/367744 . ISSN 0004-6280 . S2CID 119061746 .  
  22. 1 2 شتاينيكه، وولفغانغ (2010). رصد وتصنيف السدم والتجمعات النجمية : من هيرشل إلى فهرس دراير العام الجديد . نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN  978-0-511-78953-3. OCLC 664571198 . 
  23. ↑ برنهام، إس دبليو (12 ديسمبر 1890). "ملاحظة حول سديم هيند المتغير في برج الثور" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 51 (2): 94-96 . doi : 10.1093/mnras/51.2.94 . ISSN 0035-8711 . 
  24. ↑ برنهام، إس دبليو (8 أبريل 1892). "ملاحظات على السديم باستخدام التلسكوب الكاسر ذي الـ 36 بوصة في مرصد ليك" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 52 (6): 440-462 . doi : 10.1093/mnras/52.6.440 . ISSN 0035-8711 . 
  25. ^ بارنارد، إي إي (14 يونيو 1895). "عن سديم هند المتغير (NGC 1555) وستروف (NGC 1554) في برج الثور، وعن الحالة الغامضة للنجم المتغير تي الثور" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 55 (8): 442– 453. دوى : 10.1093/mnras/55.8.442 . ISSN 0035-8711 . 
  26. ↑ بارنارد، إي إي (14 أبريل 1899). "ملاحظات على سديم هيند المتغير في برج الثور (NGC 1555)، باستخدام التلسكوب الكاسر ذي الأربعين بوصة في مرصد يركيس" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 59 (7): 372-376 . doi : 10.1093/mnras/59.7.372 . ISSN 0035-8711 . 
  27. 1 2 ريبورث، بو؛ بالي، جون؛ ديفاين، ديفيد (1997-12-01). "تدفقات هيربيغ-هارو العملاقة" . المجلة الفلكية . 114 : 2708. Bibcode : 1997AJ....114.2708R . doi : 10.1086/118681 . ISSN 0004-6256 . 
  28. 1 2 ياماغوتشي، ماسايوكي؛ تسوكاجوشي، تاكاشي؛ موتو، تاكايوكي؛ نومورا، هيديكو؛ ناكازاتو، تاكيشي؛ إيكيدا، شيرو؛ تامورا، موتوهيدي؛ كوابي ، ريوهي (2021). "تصوير ALMA فائق الدقة لـ T Tau: R = 12 au Gap في قرص الغبار المضغوط حول T Tau N" . مجلة الفيزياء الفلكية . 923 (1): 121. أرخايف : 2110.00974 . بيب كود : 2021ApJ...923..121Y . دوى : 10.3847/1538-4357/ac2bfd . S2CID 238259413 . 
  29. ^ دارست ، هاينريش لودفيج (1868). "Struve's Beobachtung eines Nebelflecks nahe bei Hind'svarim Nebel im Taurus". Astronomische Nachrichten . 71 : 143– 144. بيب كود : 1868AN .....71..139S .
  30. ↑ "EDSM - خريطة النجوم للعبة Elite Dangerous" .