Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
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Constelación | Tauro |
Ascensión recta | 04 h 00 m 40.81572 s [1] |
Declinación | + 12 ° 29 ′ 25,2259 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | +3.47 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | B3 V + A4 IV [3] |
Índice de color U − B | –0,62 [2] |
Índice de color B − V | –0,12 [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | +17,8 [4] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: –8,02 [1] mas / año Dic .: –14,42 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 6,74 ± 0,17 [1] mas |
Distancia | 480 ± 10 ly (148 ± 4 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −2,45 [5] |
Órbita [6] | |
Primario | λ Tau A |
Compañero | λ Tau B |
Periodo (P) | 3.9529552 días |
Semieje mayor (a) | 21,91 R ☉ [7] |
Excentricidad (e) | 0,025 ± 0,015 |
Inclinación (i) | 76 [8] ° |
Época del periastrón (T) | 2.444.667,3 ± 2,1 HJD |
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | 56,9 ± 0,6 km / s |
Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria) | 215,6 ± 0,7 km / s |
Detalles | |
λ Tau A | |
Masa | 7.18 [8] M ☉ |
Radio | 6.40 [8] R ☉ |
Luminosidad | 5.801 [3] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 3.38 [9] cgs |
La temperatura | 18.700 [3] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 85 [7] km / s |
Edad | 33,2 ± 3,9 [10] Myr |
λ Tau B | |
Masa | 1,89 [8] M ☉ |
Radio | 5.30 [8] R ☉ |
Luminosidad | 128 [3] L ☉ |
La temperatura | 8.405 [3] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 76 [7] km / s |
Otras designaciones | |
35 Tauri, BD +12 539, FK5 150, HD 25204, HIP 18724, HR 1239, SAO 93719. [11] | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Lambda Tauri (λ Tau, λ Tauri) es un sistema de estrellas triples en la constelación de Tauro . En el Calendarium de Al Achsasi Al Mouakket , esta estrella fue designada Sadr al Tauri , que se tradujo al latín como Pectus Tauri , que significa "el pecho de toro". [12] En 1848, se descubrió que la luz de este sistema variaba periódicamente y se determinó que era un sistema binario eclipsante , el tercero descubierto. [6] Los componentes de este sistema tienen una magnitud visual aparente combinada de +3,47, [2] lo que lo convierte en uno de los miembros más brillantes.de la constelación. Según las mediciones de paralaje de la misión Hipparcos , la distancia a este sistema es de aproximadamente 480 años luz (150 parsecs ). [1]
El par interno de este sistema estelar triple, Lambda Tauri AB, orbita alrededor del otro con un período de 3,95 días y una excentricidad baja de aproximadamente 0,025. [6] Su plano orbital está inclinado alrededor de 76 ° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, [8] por lo que se ve casi desde el borde y las dos estrellas forman un sistema binario eclipsante similar a Algol . El brillo combinado del par varía de magnitud +3.37 a +3.91 cuando primero una estrella y luego la otra pasa frente a su compañera. El miembro principal, λ Tau A, sufre una disminución de 0.435 ± 0.050 en magnitud durante un eclipse, mientras que el componente secundario, λ Tau B, disminuye en 0.09-0.10 en magnitud.[13] La separación física media entre estas dos estrellas se estima en 21,91 veces el radio del Sol, o 0,1 Unidades Astronómicas . [7]
El componente principal tiene una clasificación estelar de B3 V, haciendo de esta una masiva de tipo B estrella de la secuencia principal . Tiene más de siete veces la masa del Sol [13] y 6,4 veces el radio del Sol. [7] Esta estrella es el miembro más brillante del sistema, irradia alrededor de 5.801 [3] veces la luminosidad del Sol desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de 18.700 K, lo que le da un tono blanco azulado común a la B- tipo de estrellas. [14] Lambda Tauri A gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 85 km s −1 . [7] Junto con δ Librae, fueron las primeras estrellas en las que Frank Schlesinger observó un ensanchamiento de la línea de rotación en 1909. [15]
El tercer componente, λ Tau C, está orbitando el par interior durante un período de 33,025 días con una excentricidad de aproximadamente 0,15. El plano orbital de este componente es casi coplanar con la órbita de Lambda Tauri AB, diferenciándose en no más de 7 °. Tiene aproximadamente la mitad de la masa del Sol. [13] La órbita de esta estrella causa efectos de perturbación en la órbita del par AB, lo que resulta en cambios periódicos en su excentricidad orbital y otros elementos orbitales . [6]
El espectro de Lambda Tauri A muestra una abundancia insuficiente de carbono en relación con la norma para esta categoría de estrellas. Una posible explicación de esto es una pérdida de masa por parte de la estrella en el pasado. Una región interna de la estrella se agotó por la conversión de carbono en nitrógeno durante el proceso de fusión nuclear, y esta región quedó expuesta más tarde cuando se perdió la envoltura externa de la estrella. Alternativamente, la estrella puede haber experimentado un período de mezcla convectiva, llevando el material empobrecido en carbono a la superficie. Sin embargo, la causa de tal comportamiento completamente convectivo en una estrella de secuencia principal de esta masa no está clara. [9]
La compañera secundaria tiene una clasificación estelar de A4 IV, [3] lo que sugiere que es una estrella subgigante que casi ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y está en proceso de evolucionar hacia una estrella gigante . Tiene casi 1,9 veces la masa del Sol, 5,3 veces el radio del Sol, [7] e irradia 128 veces la luminosidad del Sol a una temperatura efectiva de 8.405 K. [3] Al igual que con la primaria, esta estrella gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 76 km s −1 . [7]El lado de la secundaria que mira hacia la estrella más masiva se está calentando con 1.440 K adicionales, lo que produce un efecto de rotación que hace que la fuerza de las líneas espectrales de la secundaria varíe a lo largo de su órbita. [6]
Un enigma con este sistema es el gran radio de la estrella secundaria. En términos evolutivos estelares , el primario más masivo debería ser el primero en alcanzar la etapa subgigante. Por lo tanto, el radio ampliado de la secundaria debe ser causado por un medio distinto a la edad de la estrella. Esto sugiere que el par Lambda Tauri AB forma un binario adosado con el secundario llenando su lóbulo de Roche , dándole una forma distorsionada. [6]