Lambda tauro

Lambda Taurus ( lat.  Lambda Tauri , abreviado λ Tau ) es una estrella doble en la constelación de Tauro con una magnitud aparente de 3,41 m , ubicada a una distancia de unos 370 años luz del Sol. Pertenece a la clase de estrellas dobles eclipsantes del tipo Algol . En las binarias eclipsantes, las órbitas de ambas estrellas están prácticamente en el plano de observación, de modo que una estrella primero eclipsa a la segunda y luego la segunda estrella oscurece a la primera. Cada 3,952955 días (3 días 22 horas 52 minutos) Lambda Tauri experimenta una caída en el brillo de más de la mitad de su magnitud. El eclipse completo, incluidas las fases parciales, dura 1,1 días. Al comparar el brillo de λ Tau con las estrellas cercanas, la caída del brillo se nota incluso a simple vista . En el período entre eclipses primarios, ocurre un eclipse secundario (una estrella más brillante cubre a una más tenue), que es tres veces más débil en amplitud que el primario [4] .

Los eclipses permiten revelar la estructura del sistema a partir del análisis de los cambios de brillo y cambios en la velocidad de rotación de las estrellas. El sistema consta de un par cercano de estrellas, una estrella de secuencia principal azul-blanca brillante de tipo espectral B3V y una subgigante blanca de tipo espectral A4IV. Están a una distancia de 0,1 unidades astronómicas (21,9 radios solares ) entre sí, que es el 27% de la distancia de Mercurio al Sol . Al igual que Algol , los eclipses son parciales, con cada estrella oscureciendo solo una parte de la otra durante cada revolución alrededor de la otra. Un eclipse primario ocurre cuando una estrella de tipo espectral A más pequeña (5,5 radios solares ) y más tenue (95 veces más brillante que el Sol ) pasa frente a una estrella de tipo espectral B más grande (6,6 radios solares ) mucho más brillante (4000 luminosidades solares ), que irradia más en el ultravioleta , resultando en eclipses visuales primarios solo 3 veces los secundarios [4] .

Las dos estrellas están tan cerca que el brillo cambia un poco, incluso si no hay eclipse. Las fuerzas de marea mutuas distorsionan la forma de las estrellas y, a medida que se mueven en órbita, se vuelven hacia el observador, a veces de lado más ancho, a veces más estrecho. Esto es más notable cuando una estrella B mucho más brillante pasa frente a una estrella más débil y parte de la luz de la estrella B se "refleja" en la superficie de la compañera. Por lo tanto, Lambda Tauri se vuelve más brillante inmediatamente antes e inmediatamente después del eclipse secundario.

Hay alguna evidencia de la existencia de flujos de gas y el intercambio de materia entre dos estrellas. También hay alguna evidencia de que estas dos estrellas, con una masa de 6,8 y 1,8 veces la del sol , están acompañadas por una tercera estrella, mucho más ligera ( 1 masa solar ), que gira en su órbita en 33 días a una distancia de 0,4 a. mi .. No se sabe nada más sobre ella, y estos datos son extremadamente inciertos. La edad del sistema se estima en 100 millones de años [4] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 Objeto y alias  (ing.)  (enlace no disponible) . Observaciones de estrellas y exoplanetas de NASA/IPAC/NExSci . Consultado el 22 de julio de 2018. Archivado desde el original el 4 de mayo de 2012.
2. ↑ 1 2 3 Lam Tauri en Alcyone.de Archivado el 20 de septiembre de 2010 en Wayback Machine . 
3. ↑ 1 2 3 4 5 V* lam Tau -- Binaria eclipsante de  tipo Algol . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Estrasburgo. Consultado el 28 de julio de 2010. Archivado desde el original el 4 de mayo de 2012.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 LAMBDA TAU  . Jim Kaller . Consultado el 3 de agosto de 2017. Archivado desde el original el 4 de mayo de 2012.
5. ↑ 1 2 Zorec J., Cidale L., Arias M. L., Frémat Y., Muratore M. F., Torres A. F. , Martayan C. Parámetros fundamentales de las supergigantes B del sistema BCD. I. Calibración de los parámetros (λ_1, D) en Teff  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2009. - Vol. 501, edición. 1.- Pág. 297-320. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200811147 - arXiv:0903.5134
6. ↑ 1 2 Simón-Díaz S. , Godart M., Castro N. , Aerts C., Puls J., Telting J., Grassitelli L., Herrero A. El proyecto IACOB . tercero Nuevas pistas de observación para comprender el ensanchamiento macroturbulento en estrellas masivas de tipo O y B  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2016. - Vol. 597.—Pág. 22–22. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201628541 - arXiv:1608.05508