Tauro o Toro (Taurus en latín) es una constelación zodiacal; su nombre en latín es Taurus y en español toro. Destaca en el cielo invernal del hemisferio norte (estival del hemisferio sur), entre Aries al oeste y Géminis al este. Al norte se encuentran Perseo y Auriga; al sureste Orión, y al suroeste Eridanus y Cetus.
En el zodíaco es el segundo signo. Como tal, en la Antigüedad contenía la constelación del mismo nombre, pero la precesión de los equinoccios ha hecho que el signo de Tauro se encuentre ocupado por la constelación de Aries. Actualmente el sol brilla sobre Tauro entre el 14 de mayo y el 21 de junio.
Características destacables thumb|left|240px|Constelación de Tauro AlltheSky.com Aldebarán (α Tauri), la estrella más brillante de la constelación, es una gigante naranja —catalogada como K5+III—alf Tau -- Long Period Variable candidate (SIMBAD) de primera magnitud. Su nombre proviene del árabe الدبران, cuyo significado es «la que sigue», en referencia a que esta estrella sigue al cúmulo de las Pléyades en su recorrido nocturno a través del cielo. La medida de su diámetro angular, corregido por el oscurecimiento de limbo, permite determinar su radio, que es 45 veces más grande que el del Sol. Está catalogada como una variable pulsante irregular, con una fluctuación del brillo de 0,2 magnitudes.Alfa Tauri. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017) Parece estar físicamente relacionada con una tenue enana roja: la separación actual entre ambas estrellas es de 607 ua.Aldebaran (Solstation)
Elnath o Alnath (β Tauri), segunda estrella más brillante, forma los cuernos del toro junto a ζ Tauri. Es una gigante blanco-azulada de tipo espectral B7IIIbet Tau -- High proper-motion Star (SIMBAD) con una luminosidad 700 veces mayor que la luminosidad solar; además, es una estrella de mercurio-manganeso con contenidos anómalos de algunos metales. Por su parte, ζ Tauri, oficialmente llamada Tianguan, es una binaria eclipsante con un período orbital de 133 días. La componente principal es una subgigante blanco-azulada de rápida rotación (330 km/s), siendo una de las estrellas Be más estudiadas. La componente secundaria puede ser una enana blanca que acumula la masa expulsada por su compañera, lo que explicaría la emisión de rayos X duros.
Otra binaria eclipsante es λ Tauri, llamada Bibing, formada por una estrella azul de la secuencia principal de tipo B3V y una subgigante blanca de tipo A4IV muy próximas entre sí, apenas separadas 0,10 ua —un 27 % de la distancia entre Mercurio y el Sol. Al ser menos luminosa la estrella blanca que la azul, cuando cada 3,95 días la primera pasa por delante de la segunda, el brillo de λ Tauri desciende 0,4 magnitudes. Una tercera estrella completa una órbita cada 33,95 días en torno al par interior. miniatura|izquierda|Curva de luz de la binaria eclipsante ξ Tauri a partir de datos de TESS ξ Tauri es otra estrella múltiple constituida por una estrella triple orbitada por una cuarta componente. La estrella triple está formada por una binaria cercana —también binaria eclipsante— compuesta por dos estrellas blanco-azuladas de tipo B9Vksi Tau -- Eclipsing binary (SIMBAD) cuyo período es de 7,15 días. Alrededor de este par interior se mueve una estrella B8V que emplea 145 días en completar su órbita. La cuarta componente, de tipo F y octava magnitud, completa una órbita alrededor de las otras tres estrellas cada 51,2 años. Por otro lado, ν Tauri es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A0.5Va sin ninguna compañera estelar conocida; con una temperatura de 7836 K, es 28 veces más luminosa que el Sol. Por su parte, ω2 Tauri es una estrella de tipo A3m con una abundancia relativa de hierro doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,32) y también con un contenido elevado de bario, seis veces superior al solar. ψ Tauri es una estrella de la secuencia principal de tipo F1V y 6842 K de temperatura con una luminosidad 5 veces mayor que la del Sol.
De distintas características, ο Tau es una gigante amarilla de tipo espectral G6III y una binaria espectroscópica cuyo período orbital es de 4,53 años. Muy parecidas a ella, π Tauri tiene tipo G7III y 5011 K de temperatura efectiva, y n Tauri es otra gigante de tipo G8III con una temperatura ligeramente inferior de 4998 K. En cambio, 39 Tauri es una enana amarilla de tipo espectral G5V39 Tau (SIMBAD) parecida al Sol aunque más joven que este; ha sido resuelta como estrella binaria mediante interferometría de moteado.. 111 Tauri es otra binaria cuya componente principal es también una enana amarilla, pero de tipo F8V con una luminosidad un 85 % mayor que la luminosidad solar; es, además, una varianle BY Draconis. También de tipo F8 es 10 Tauri, una estrella evolucionando hacia la etapa de subgigante 3,2 veces más luminosa que el Sol.
τ Tauri (Gaja) es una estrella cuádruple cuya componente primaria es una estrella blanco-azulada de la secuencia principal de tipo B3V y 6,4 masas solares; a su vez, es una binaria espectroscópica con un período orbital de 2,956 días. Una tercera componente, de tipo A0-A2V, completa una órbita en torno al par interior cada 58 años. Por su parte, 139 Tauri es una distante supergigante azul de tipo espectral B1Ia con una temperatura de 24 660 K y una masa 10,1 veces mayor que la del Sol. izquierda|thumb|Nebulosa NGC 1555 iluminada por la estrella T Tauri Dos estrellas variables en la constelación, T Tauri y RV Tauri, son los prototipos de sendos grupos de estrellas que llevan sus nombres. Así, las estrellas T Tauri son estrellas jóvenes que aún no han entrado en la secuencia principal y se encuentran cerca de nubes moleculares. T Tauri, prototipo de esta clase, forma un sistema triple integrado por una binaria con dos componentes —de 2,1 y 0,5 masas solares en una órbita que completan cada 27 años— y una tercera componente —de unas dos masas solares— mucho más distante. Igualmente, XZ Tauri es una binaria cercana formada por dos estrellas T Tauri de tipo M1 y M2 separadas entre sí 42 ua: cada componente alberga su propio disco circunestelar y la cercanía de ambas estrellas induce a rupturas en los discos que conducen a eventos de acreción masiva. Otros ejemplos de este tipo de variables son CoKu Tauri/4, cuya edad es de solo 1 millón de años, y AA Tauri, rodeada por un disco protoplanetario en el cual se ha detectado la presencia de cianuro de hidrógeno, acetileno y dióxido de carbono. Análogamente, DG Tauri es otra estrella T Tauri en donde se han obtenido imágenes de dos chorros («jets») de rayos X que se extienden unas 700 ua en ambos sentidos desde la estrella.DG Tau: Energetic Jets from a Budding Solar System (Chandra X-ray Observatory) Por su parte, las variables RV Tauri son supergigantes de tipo G, F o K cuyos cambios de luminosidad están ligados a pulsaciones radiales en sus superficies; los cambios de brillo van acompañados de cambios en el tipo espectral.
R Tauri es una variable Mira con un período de 320,9 días y una variación de brillo de 8,2 magnitudes.R Tauri (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017) Y Tauri —estrella de carbono distante unos 2000 años luz cuya luminosidad es 14 600 veces mayor que la del Sol— es una variable semirregular SRB con un período de 241,5 días.Y Tau. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017) RR Tauri es una estrella Herbig Ae/Be —equivalente a una estrella T Tauri pero más masiva y caliente— de tipo A0:IVe.V* RR Tau -- Herbig Ae/Be star (SIMBAD) Se caracteriza por su violenta variabilidad en el espectro visible, ya que el rango completo de variación se extiende desde magnitud 10,6 hasta magnitud 13,8 - 14,0. Además, las fluctuaciones tienen lugar en escalas de tiempo tan cortas como un día y son completamente impredecibles. miniatura|Curva de luz en el espectro visible de EQ Tauri, a partir de datos de ASAS-SN RZ Tauri es una binaria de contacto —las dos estrellas comparten sus capas exteriores— de tipo A8V con un período orbital de 9,98 horas. EQ Tauri es otra binaria de contacto, pero de tipo G2V, siendo su período de solo 8,19 horas. Por su parte, CD Tauri es una binaria eclipsante cuyas componentes son de tipo espectral F5 IV y F7 V con un período orbital de 3,4351 días. Al igual que HU Tauri, con componentes de tipo B8V y G2IV y un período de 2,0563 días.
Otra variable de interés es IK Tauri, estrella de la rama asintótica gigante rica en oxígeno con una temperatura superficial de 2200 K. Es una variable Mira cuyo brillo varía entre magnitud 10,8 y 16,5 en un período de 470 días.IK Tau. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017) Asimismo, CE Tauri es una supergigante roja con un radio 590 veces más grande que el radio solar y una luminosidad 66 000 veces mayor que la del Sol; es una variable semirregular cuyo brillo fluctúa entre magnitud 4,23 y 4,54.CE Tauri (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
En varias estrellas de la constelación se han descubierto sistemas planetarios. HD 37124 es una subgigante o enana amarilla de tipo G4IV-V con tres exoplanetas situados a 0,5, 1,7 y 2,8 ua de la estrella. Otra subgigante de tipo G5IV, HD 32963, es orbitada por un planeta dos veces más masivo que Júpiter a una distancia de 3,41 ua. HD 24040 es una estrella de 1,22 masas solares de elevada metalicidad ([Fe/H] = 0,31) con dos planetas, el más externo cinco veces más masivo que Jüpiter. Hoggar, nombre de HD 28678, es otra estrella con un planeta cuya masa es, al menos, un 70 % mayor que la de Júpiter. CI Tauri, joven estrella de 2 millones de años de edad y tipo espectral K4IVe, también alberga un sistema planetario con un planeta del tipo «júpiter caliente», lo cual es sorprendente en una estrella tan joven. En cambio, Gliese 176 es una enana roja de tipo M2.5VGliese 176 (SIMBAD) a 31 años luz en donde en 2008 se anunció la existencia de un planeta aún por confirmar.
Tauro también contiene dos de los cúmulos abiertos más conocidos del firmamento. El primero de ellos, las Pléyades (M45), es uno de los cúmulos estelares más próximos a la Tierra y sus principales componentes —entre las que cabe destacar a Alcíone, la más brillante, o Atlas— son estrellas azules calientes que se han formado en los últimos 125 millones de años. Así, Alcíone es una estrella Be de tipo B7IIIName eta Tau - Be Star (SIMBAD) cuya luminosidad es 2000 veces mayor que la del Sol; su elevada velocidad de rotación hace que su forma no sea esférica, sino achatada por los polos, siendo su radio ecuatorial 10,56 veces mayor que el del Sol mientras que su radio polar es "solo" 8 veces mayor. Por su parte, Atlas tiene tipo B8III y es una binaria espectroscópica* 27 Tau -- Spectroscopic Binary (SIMBAD) con un período orbital de 291 días. Otros miembros notables del grupo son Electra, estrella Be de tipo B6IIIe, y Maia, gigante de tipo B7III; sus masas respectivas son 4,7 y 4,22 veces mayores que la del Sol. El cúmulo contiene más de 1000 miembros confirmados, si bien este número no incluye aquellos sistemas binarios no resueltos. Aunque la distancia a la que se encuentra el cúmulo ha sido objeto de cierta controversia, los estudios más recientes lo sitúan a 136 pársecs (444 años luz) del sistema solar. Ver también: izquierda|thumb|Imagen de la nebulosa del Cangrejo obtenida con el telescopio espacial Hubble El otro cúmulo, las Híades, consta de 80 estrellas y está a 153 años luz de distancia, por lo que es el cúmulo estelar más próximo a la Tierra. Mientras que el cúmulo tiene alrededor de 75 años luz de diámetro, el prominente grupo central posee cerca de 10 años luz de diámetro. Su diagrama de Hertzsprung-Russell indica que las Híades tienen una edad de 625 ± 50 millones de años y los cinco miembros más brillantes de este cúmulo están evolucionando ya hacia estrellas gigantes. γ Tauri, δ1 Tauri, θ1 Tauri son gigantes del cúmulo de tipo espectral G9.5III, la primera 2,7 veces más masiva que el Sol y la segunda 2,54 veces más masiva.