Lambda Tauri
  | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Byk |
| Rektascensja | 04 godz. 00 min 40,81572 sek |
| Deklinacja | +12° 29′ 25,2259″ |
| Pozorna wielkość (V) | +3,37 (- 3,54) - 3,91 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | B3 V + A4 IV |
| Indeks koloru U-B | −0,62 |
| Indeks koloru B-V | −0,12 |
| Typ zmiennej | Algol |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | +17,8 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -8,02 mas / rok Grudzień: -14,42 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 6,74 ± 0,17 mas |
| Dystans | 480 ± 10 ly (148 ± 4 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −2,45 |
| Orbita | |
| Podstawowy | λ Tau A |
| Towarzysz | λ Tau B |
| Okres (P) | 3,9529552 dni |
| Półoś wielka (a) | 21,91 zł ☉ |
| Ekscentryczność (e) | 0,025 ± 0,015 |
| Nachylenie (i) | 76° |
| Epoka periastronu (T) | 2444667,3 ± 2,1 HJD |
|
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna) |
56,9 ± 0,6 km/s |
|
Półamplituda (K 2 ) (wtórna) |
215,6 ± 0,7 km/s |
| Szczegóły | |
| λ Tau A | |
| Masa | 7,18 mln ☉ |
| Promień | 6,40 zł ☉ |
| Jasność | 5801 litrów ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 3,38 CG |
| Temperatura | 18700 tys |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 85 kilometrów na sekundę |
| Wiek | 33,2 ± 3,9 mln |
| λ Tau B | |
| Masa | 1,89 mln ☉ |
| Promień | 5,30 zł ☉ |
| Jasność | 128 litrów ☉ |
| Temperatura | 8405 tys |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 76 km/s |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do baz danych | |
| SIMBAD | dane |
Lambda Tauri (λ Tau, λ Tauri) to potrójny układ gwiazd w gwiazdozbiorze Byka . W kalendarzu Al Achsasi Al Mouakket gwiazda ta została oznaczona jako Sadr al Tauri , co zostało przetłumaczone na łacinę jako Pectus Tauri , co oznacza „pierś byka”. W 1848 roku odkryto, że światło z tego układu zmienia się okresowo i ustalono, że jest to zaćmieniowy układ podwójny - trzeci taki odkryty. Składniki tego systemu mają łączną pozorną wielkość wizualną +3,37 w najjaśniejszym momencie, co czyni go jednym z najjaśniejszych członków konstelacji. Na podstawie pomiarów paralaksy z misji Hipparcos odległość do tego układu wynosi około 480 lat świetlnych (150 parseków ).
System
Wewnętrzna para tego potrójnego układu gwiazd, Lambda Tauri AB, krąży wokół siebie z okresem 3,95 dnia i małą ekscentrycznością około 0,025. Ich płaszczyzna orbity jest nachylona pod kątem około 76° do linii wzroku z Ziemi, więc jest obserwowana niemal od krawędzi, a dwie gwiazdy tworzą układ podwójny zaćmieniowy podobny do Algola . Łączna jasność pary waha się od +3,37 do +3,91 magnitudo, gdy najpierw jedna gwiazda, a potem druga przechodzi przed swoim towarzyszem. Element główny, λ Tau A, ulega zmniejszeniu o 0,435 ± 0,050 wielkości podczas zaćmienia, podczas gdy składnik drugorzędny, λ Tau B, zmniejsza się o 0,09–0,10 wielkości. Średnią fizyczną odległość między tymi dwiema gwiazdami szacuje się na 21,91 promienia Słońca, czyli 0,1 jednostki astronomicznej .
Główny składnik ma gwiazdową klasyfikację B3 V, co czyni go masywną gwiazdą ciągu głównego typu B. Ma ponad siedem razy większą masę niż Słońce i 6,4 razy promień Słońca . Ta gwiazda jest najjaśniejszym członkiem układu, emitując około 5801 razy większą jasność od Słońca ze swojej zewnętrznej otoczki w efektywnej temperaturze 18700 K , co nadaje jej niebiesko-biały odcień wspólny dla gwiazd typu B. Lambda Tauri A obraca się szybko z przewidywaną prędkością obrotową 85 km/s . Wraz z δ Librae były to pierwsze gwiazdy, na których zaobserwowano poszerzenie linii rotacji przez Franka Schlesingera w 1909 roku.
Trzeci składnik, λ Tau C, krąży wokół wewnętrznej pary w okresie 33,025 dni z ekscentrycznością około 0,15. Płaszczyzna orbity tego komponentu jest prawie współpłaszczyznowa z orbitą Lambda Tauri AB, różniącą się nie więcej niż o 7°. Ma mniej więcej połowę masy Słońca. Orbita tej gwiazdy powoduje efekty perturbacyjne na orbicie pary AB, powodując okresowe zmiany ich ekscentryczności i innych elementów orbitalnych .
Charakterystyka fizyczna
Widmo Lambda Tauri A pokazuje niedostateczną ilość węgla w stosunku do normy dla tej kategorii gwiazd. Możliwym wyjaśnieniem tego jest utrata masy przez gwiazdę jakiś czas w przeszłości. Wewnętrzny obszar gwiazdy został wyczerpany w wyniku przemiany węgla w azot podczas procesu syntezy jądrowej, a obszar ten został później odsłonięty, gdy zewnętrzna powłoka gwiazdy została utracona. Alternatywnie, gwiazda mogła przejść okres mieszania konwekcyjnego, w wyniku którego materiał zubożony w węgiel znalazł się na powierzchni. Jednak przyczyna takiego w pełni konwekcyjnego zachowania ciągu głównego o tej masie jest niejasna.
Drugi towarzysz ma gwiazdową klasyfikację A4 IV, co sugeruje, że jest to podolbrzym, który prawie wyczerpał zapasy wodoru w swoim jądrze i jest w trakcie ewolucji w gigantyczną gwiazdę . Ma prawie 1,9-krotność masy Słońca, 5,3-krotność promienia Słońca i promieniuje 128 -krotnością jasności Słońca przy efektywnej temperaturze 8405 K. Podobnie jak gwiazda główna, ta gwiazda wiruje szybko z przewidywaną prędkością obrotową 76 km/s . Strona wtórna zwrócona w stronę masywniejszej gwiazdy jest podgrzewana o dodatkowe 1440 K , co powoduje efekt rotacji, który powoduje zmianę siły linii widmowych wtórnej gwiazdy w trakcie jej orbity.
Zagadką tego układu jest duży promień gwiazdy wtórnej. W gwiezdnych kategoriach ewolucyjnych, bardziej masywna pierwotna powinna jako pierwsza osiągnąć etap podolbrzymów. Stąd powiększony promień drugorzędnej musi być spowodowany innymi czynnikami niż wiek gwiazdy. Sugeruje to, że para Lambda Tauri AB tworzy bliźniaczy układ podwójny z wtórnym wypełnieniem płata Roche'a , nadając mu zniekształcony kształt.