Лямбда Тельца - Lambda Tauri

λ Тельца
Созвездие Тельца map.svg
Красный circle.svg
Расположение λ Тельца (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеТелец
Прямое восхождение04час 00м 40.81572s[1]
Склонение+12° 29′ 25.2259″[1]
Видимая величина  (V)+3.47[2]
Характеристики
Спектральный типB3 V + A4 IV[3]
U − B индекс цвета–0.62[2]
B − V индекс цвета–0.12[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+17.8[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: –8.02[1] мас /год
Декабрь: –14.42[1] мас /год
Параллакс (π)6.74 ± 0.17[1] мас
Расстояние480 ± 10 лы
(148 ± 4 ПК )
Абсолютная величина  (MV)−2.45[5]
Орбита[6]
Начальныйλ Тау А
Компаньонλ тау B
Период (П)3.9529552 дня
Большая полуось (а)21.91 р☉[7]
Эксцентриситет (е)0.025 ± 0.015
Наклон (я)76[8]°
Периастр эпоха (Т)2,444,667,3 ± 2,1 HJD
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		56,9 ± 0,6 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		215,6 ± 0,7 км / с
Подробности
λ Тау А
Масса7.18[8] M☉
Радиус6.40[8] р☉
Яркость5,801[3] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.38[9] cgs
Температура18,700[3] K
Скорость вращения (v грехя)85[7] км / с
Возраст33.2 ± 3.9[10] Myr
λ тау B
Масса1.89[8] M☉
Радиус5.30[8] р☉
Яркость128[3] L☉
Температура8,405[3] K
Скорость вращения (v грехя)76[7] км / с
Прочие обозначения
35 Тельца, BD +12 539, FK5 150, HD  25204, БЕДРО  18724, HR  1239, SAO  93719.[11]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Лямбда Тельца (λ Tau, λ Tauri) является тройная звездная система в созвездие Телец. в Календарь Аль-Ахсаси Аль-Муаккет, эта звезда была обозначена Садр аль-Таури, который был переведен на латинский в качестве Пектус Тельца, что означает «бычий сундук».[12] В 1848 году было обнаружено, что свет от этой системы периодически меняется, и это было определено как затмевающий двоичный система - третья из обнаруженных.[6] Компоненты этой системы имеют комбинированный видимая визуальная величина из +3,47,[2] что делает его одним из более яркие участники созвездия. Основанный на параллакс измерения от Hipparcos миссии, расстояние до этой системы составляет примерно 480 световых лет (150 парсек ).[1]

Система

Внутренняя пара этой тройной звездной системы, Лямбда Тельца AB, вращается вокруг друг друга с помощью период 3,95 дней и минимум эксцентриситет около 0,025.[6] Их орбитальный самолет наклонен примерно на 76 ° к линии прямой видимости с Земли,[8] так что на него смотрят почти с ребра, и две звезды образуют Алгол -подобно затмевающий двоичный система. Суммарная яркость пары варьируется от +3,37 до +3,91, поскольку сначала одна звезда, а затем другая проходят перед своим спутником. Главный член, λ Tau A, во время затмения претерпевает уменьшение по величине на 0.435 ± 0.050, тогда как вторичный компонент, λ Tau B, уменьшается на 0.09–0.10 по величине.[13] Среднее физическое расстояние между этими двумя звездами оценивается в 21,91 раза больше радиуса Солнца, или 0,1Астрономические единицы.[7]

Первичный компонент имеет звездная классификация B3 V, что делает его массивным Звезда главной последовательности B-типа. Его масса в семь раз больше массы Солнца.[13] и в 6,4 раза больше радиуса Солнца.[7] Эта звезда - самый яркий член системы, излучающий около 5801 звезды.[3] раз яркость Солнца от его внешней оболочки на эффективная температура 18 700 K, что придает ей бело-голубой оттенок, свойственный звездам B-типа.[14] Лямбда Тельца A быстро вращается с прогнозируемая скорость вращения из 85 км с−1.[7] Это вместе с δ Весы, были первыми звездами, на которых наблюдалось вращательное уширение линий, Франк Шлезингер в 1909 г.[15]

Третий компонент, λ Tau C, вращается вокруг внутренней пары в течение периода 33,025 дня с периодом эксцентриситет примерно 0,15. Плоскость орбиты этого компонента почти компланарна орбите Лямбды Тельца AB, отличаясь не более чем на 7 °. Он имеет примерно половину массы Солнца.[13] Орбита этой звезды вызывает возмущающие эффекты на орбите пары AB, что приводит к периодическим изменениям эксцентриситета их орбиты и другим факторам. орбитальные элементы.[6]

Физические характеристики

Спектр Лямбды Тельца A показывает недостаточное содержание углерода по сравнению с нормой для этой категории звезд. Возможное объяснение этого - потеря массы звездой когда-то в прошлом. Внутренняя область звезды истощилась из-за превращения углерода в азот в процессе ядерного синтеза, и эта область позже была обнажена, когда внешняя оболочка звезды была потеряна. В качестве альтернативы, звезда могла претерпеть период конвективного перемешивания, в результате которого обедненный углеродом материал поднялся на поверхность. Однако причина такого полностью конвективного поведения в главная последовательность звезда такой массы неясна.[9]

Второй спутник имеет звездную классификацию A4 IV,[3] предполагая, что это субгигантская звезда который почти исчерпал запас водорода в своем ядре и находится в процессе развивающийся в гигантская звезда. Его масса почти в 1,9 раза больше массы Солнца, в 5,3 раза больше радиуса Солнца.[7] и излучает в 128 раз яркость Солнца при эффективной температуре 8405 К.[3] Как и главная звезда, эта звезда быстро вращается с прогнозируемой скоростью вращения 76 км с−1.[7] Сторона вторичной обмотки, обращенная к более массивной звезде, нагревается еще на 1440 К, что создает эффект вращения, вызывающий силу вторичной обмотки. спектральные линии меняться по орбите.[6]

Загадка этой системы - большой радиус вторичной звезды. В звездный эволюционный В терминах более массивная первичная модель должна первой достичь стадии субгиганта. Следовательно, увеличение радиуса вторичной обмотки должно быть вызвано не возрастом звезды, а другим способом. Это говорит о том, что пара Лямбда Тельца AB образуют полураздельный двоичный с вторичным заполнением его Лобе Роша, придавая ему искаженную форму.[6]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ а б c d Николет, Б. (октябрь 1978 г.). «Каталог однородных данных в фотоэлектрической фотометрической системе UBV». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 34: 1–49. Bibcode:1978A & AS ... 34 .... 1N.
  3. ^ а б c d е ж грамм час Hohle, M. M .; Neuhäuser, R .; Шютц, Б. Ф. (апрель 2010 г.), "Масса и светимость звезд O- и B-типов и красных сверхгигантов", Astronomische Nachrichten, 331 (4): 349–360, arXiv:1003.2335, Bibcode:2010AN .... 331..349H, Дои:10.1002 / asna.200911355
  4. ^ Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.), Баттен, Алан Генри; Слышал, Джон Фредерик (ред.), Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей., 30, Университет Торонто: Международный астрономический союз, стр. 57, Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E
  5. ^ Андерсон, Э .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Письма об астрономии, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL ... 38..331A, Дои:10.1134 / S1063773712050015.
  6. ^ а б c d е ж Fekel, F. C., Jr .; Томкин, Дж. (Декабрь 1982 г.), "Вторичные компоненты затменных двойных систем. IV - Тройная система Лямбда Тельца", Астрофизический журнал, часть 1, 263: 289–301, Bibcode:1982ApJ ... 263..289F, Дои:10.1086/160503, HDL:2152/34674
  7. ^ а б c d е ж грамм час Веспер, Дэвид; Ханикатт, Кент; Томас Хант (май 2001 г.), "Обзор структур переноса массы Hα в классических бинарных системах типа алгебр", Астрономический журнал, 121 (5): 2723–2736, Bibcode:2001AJ .... 121.2723V, Дои:10.1086/320381
  8. ^ а б c d е ж Dervişolu, A .; Tout, Christopher A .; Ибаноглу, К. (август 2010 г.), "Эволюция спинового углового момента долгопериодических Алголов", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 406 (2): 1071–1083, arXiv:1003.4392, Bibcode:2010МНРАС.406.1071Д, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.16732.x
  9. ^ а б Cugier, H .; Хардорп, Дж. (Август 1988 г.), "Содержание углерода в бета-персее и лямбда-тельце", Астрономия и астрофизика, 202 (1–2): 101–108, Bibcode:1988A & A ... 202..101C
  10. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Холе, М. М. (январь 2011 г.), "Каталог молодых убегающих звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011МНРАС.410..190Т, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x
  11. ^ «HD 25204 - Затменная двоичная система типа Алгол», Астрономическая база данных SIMBAD, получено 2007-01-26
  12. ^ Кнобель, Э. Б. (июнь 1895 г.), "Аль-Ахсаси Аль-Муаккет, о каталоге звезд Календаря", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 55: 429–438, Bibcode:1895МНРАС..55..429К, Дои:10.1093 / минрас / 55.8.429
  13. ^ а б c Содерхельм, С. (август 1975 г.), "Задача трех тел и затмевающие двоичные системы - применение к алгебрам и лямбда-тельцам", Астрономия и астрофизика, 42 (2): 229–236, Bibcode:1975A&A .... 42..229S
  14. ^ «Цвет звезд», Австралийский телескоп, информационно-просветительская деятельность и образование, Организация научных и промышленных исследований Содружества, 21 декабря 2004 г., архивировано из оригинал 10 марта 2012 г., получено 2012-01-16
  15. ^ Шлезингер, Франк (1911), «Вращение звезд вокруг своих осей», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 71 (9): 719, Bibcode:1911МНРАС..71..719С, Дои:10.1093 / минрас / 71.9.719