Lambda Tauri (λ Tau, λ Tauri) es un sistema estelar triple en la constelación de Tauro . En el Calendario de Al Achsasi Al Mouakket , esta estrella fue designada Sadr al Tauri , que fue traducido al latín como Pectus Tauri , que significa "el pecho del toro". [13] En 1848, se descubrió que la luz de este sistema variaba periódicamente y se determinó que era un sistema binario eclipsante , el tercero de este tipo descubierto. [7] Los componentes de este sistema tienen una magnitud visual aparente combinada de +3,37 en su punto más brillante, 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 interior de este sistema estelar triple, Lambda Tauri AB, orbita entre sí con un período de 3,95 días y una excentricidad baja de aproximadamente 0,025. [7] Su plano orbital está inclinado alrededor de 76° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, [9] por lo que se observa casi de canto 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 a medida que primero una estrella y luego la otra pasan frente a su compañera. El miembro principal, λ Tau A, sufre una disminución de0,435 ± 0,050 en magnitud durante un eclipse, mientras que el componente secundario, λ Tau B, disminuye entre 0,09 y 0,10 en magnitud. [15] La separación física media entre estas dos estrellas se estima en 21,91 veces el radio del Sol, o0,1 Unidades Astronómicas . [8]
El componente primario tiene una clasificación estelar de B3 V, lo que la convierte en una estrella masiva de secuencia principal de tipo B. Tiene más de siete veces la masa del Sol [15] y 6,4 veces el radio del Sol . [8] Esta estrella es el miembro más brillante del sistema, irradiando aproximadamente 5.801 [3] veces la luminosidad del Sol desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de18.700 K , lo que le da un tono blanco azulado común a las estrellas de tipo B. [16] Lambda Tauri A está girando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de85 km/s . [8] Fue , junto con δ Librae , la primera estrella en la que se observó un ensanchamiento de la línea de rotación, realizado por Frank Schlesinger en 1909. [17]
El tercer componente, λ Tau C, orbita 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, difiriendo en no más de 7°. Tiene aproximadamente la mitad de la masa del Sol. [15] 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 . [7]
El espectro de Lambda Tauri A muestra una abundancia de carbono inferior a la normal para esta categoría de estrellas. Una posible explicación de esto es una pérdida de masa de la estrella en algún momento del 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 atravesado un período de mezcla convectiva, llevando el material sin carbono a la superficie. Sin embargo, la causa de un comportamiento tan completamente convectivo en una estrella de secuencia principal de esta masa no está clara. [10]
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, [8] y está irradiando 128 veces la luminosidad del Sol a una temperatura efectiva de8.405 K. [ 3] Al igual que la primaria, esta estrella gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de76 km/s . [8] El lado de la secundaria que mira hacia la estrella más masiva se está calentando por un1.440 K , lo que produce un efecto rotacional que hace que la intensidad de las líneas espectrales del secundario varíe a lo largo de su órbita. [7]
Un enigma de este sistema es el gran radio de la estrella secundaria. En términos evolutivos estelares , la primaria más masiva debería ser la primera en alcanzar la etapa subgigante. Por lo tanto, el radio agrandado de la secundaria debe deberse a un medio distinto de la edad de la estrella. Esto sugiere que el par Lambda Tauri AB forma un sistema binario semidesprendido con la secundaria llenando su lóbulo de Roche , lo que le da una forma distorsionada. [7]