Ο **λ (λάμδα) Ταύρου** (*Lambda Tauri*, *λ Tau*) είναι τριπλός μεταβλητός αστέρας (δηλαδή τρεις αστέρες), στον αστερισμό Ταύρο. Παλαιά ονομασία του αστέρα είναι η αραβική **Sadr al Tauri**, που αποδόθηκε στη λατινική ως **Pectus Tauri**, δηλαδή «το στήθος του ταύρου».

Μεταβλητότητα
-------------

Το έτος 1848 το φως του λ Ταύρου βρέθηκε ότι μεταβάλλεται περιοδικά. Προσδιορίσθηκε ως μεταβλητός δι' εκλείψεων αστέρας (δύο αστέρες που κατά την περιφορά τους περί το κοινό κέντρο μάζας τους εκλείπει ο ένας τον άλλο) και ήταν ο τρίτος τέτοιος μεταβλητός που ανακαλύφθηκε ποτέ. Το συνολικό μέσο φαινόμενο μέγεθος του συστήματος (+3,47) το καθιστά εύκολα ορατό με γυμνό μάτι και τον έκτο φωτεινότερο στον αστερισμό Ταύρο, ενώ έχει μέσο απόλυτο μέγεθος -2,45. Οι εκλείψεις αντιστοιχούν στους δύο από τους τρεις αστέρες του συστήματος που σχηματίζουν το υποσύστημα λ Ταύρου AB, όντες πολύ κοντά ο ένας στον άλλον. Η περίοδος περιφοράς αυτού, και της μεταβλητότητας, ισούται με 3,95 γήινες ημέρες (για την ακρίβεια 94 ώρες, 52 λεπτά και 15,3 δευτερόλεπτα). Η τροχιά έχει μικρή εκκεντρότητα, περίπου 0,025. Οι εκλείψεις αυτού του *Αλγολίδη* (μεταβλητός του τύπου του Αλγκόλ) είναι βαθειές, καθώς η κάθετος στο επίπεδο περιφοράς του λ Tau ΑΒ έχει κλίση 76° με την ευθεία που το συνδέει με τη Γη. Η συνολική φωτεινότητα του ζεύγους μεταβάλλεται σε φαινόμενο μέγεθος από +3,37 μέχρι +3,91 (κύριο ελάχιστο) Ο μέσος διαχωρισμός ανάμεσα στα κέντρα των δύο αστέρων εκτιμάται σε 15,25 εκατομμύρια χιλιόμετρα.

Αστροφυσικά δεδομένα
--------------------

Ο κύριος αστέρας, ο **λ Ταύρου Α**, έχει φασματικό τύπο B3 V και αποτελεί μεγάλης μάζας γαλανόλευκο αστέρα της Κύριας ακολουθίας. Η μάζα του είναι 7,18 φορές η ηλιακή και η διάμετρός του 6,4 φορές η ηλιακή διάμετρος. Η απόλυτη λαμπρότητά του είναι 5.800 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή, καθώε έχει επιφανειακή θερμοκρασία 18.700 K. Εξαιτίας των παλιρροϊκών δυνάμεων από τον συνοδό του, ο λ Tau A περιστρέφεται γρήγορα γύρω από τον άξονά του, με ταχύτητα στον ισημερινό του 85 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Αυτός και ο δ Ζυγού υπήρξαν οι πρώτοι αστέρες στους οποίους παρατηρήθηκε διεύρυνση των φασματικών γραμμών του φωτός τους εξαιτίας περιστροφής, από τον Φρανκ Σλέσινγκερ το 1909. Η ηλικία του δεν πρέπει να υπερβαίνει τα 34 εκατομμύρια έτη.

Το φάσμα του λ Ταύρου A δείχνει σχετική έλλειψη άνθρακα ως προς τον μέσο όρο των αστέρων του τύπου του, κάτι που μπορεί να ερμηνευθεί από απώλεια μάζας κατά το παρελθόν ή από ανάμιξη των στρωμάτων του εσωτερικού του.

Ο δευτερεύων αστέρας, ο **λ Ταύρου B**, είναι υπογίγαντας, που έχει σχεδόν εξαντλήσει το υδρογόνο στην κεντρική περιοχή του και εξελίσσεται σε γίγαντα. Είναι και αυτός μεγαλύτερος από τον ήλιο, με 89% μεγαλύτερη μάζα, 5,3 φορές μεγαλύτερη διάμετρο και 128 φορές μεγαλύτερη φωτιστική ισχύ, ακτινοβολώντας με επιφανειακή θερμοκρασία 8.405 K. Η πλευρά του που βλέπει προς τον αστέρα A θερμαίνεται από το φως του A και για αυτό έχει θερμοκρασία 1.440 βαθμούς μεγαλύτερη.

Αινιγματική είναι η σχετικώς μεγάλη διάμετρος του B. Εξελικτικά, ο αστέρας μεγαλύτερης μάζας θα έπρεπε να είναι ο πρώτος που θα έφθανε στο στάδιο του υπογίγαντα. Επομένως, η διόγκωση του B πρέπει να προκλήθηκε από άλλο αίτιο. Το πιθανότερο είναι ότι το λ Ταύρου AB είναι ένας ημιαποχωρισμένος διπλός αστέρας, στον οποίο ο δευτερεύων αστέρας, με σαφώς παραμορφωμένο σχήμα, γεμίζει τον λοβό Roche.

Ο τρίτος αστέρας, ο **λ Ταύρου C**, περιφέρεται γύρω από το ζεύγος AB μία φορά κάθε 33,025 (γήινες) ημέρες και εκκεντρότητα τροχιάς περίπου 0,15. Το επίπεδο αυτής της τροχιάς είναι σχεδόν το ίδιο με αυτό της τροχιάς του AB, με κλίση ως προς αυτό μικρότερη των 7°. Η μάζα του είναι περίπου η μισή της ηλιακής. Αυτή είναι αρκετή ώστε να διαταράσσει την τροχιά του ζεύγους AB, με αποτέλεσμα περιοδικές μεταβολές στην εκκεντρότητά της και στα άλλα στοιχεία της.

Το όλο τριπλό σύστημα απομακρύνεται από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα 17,8 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (64.080 χιλιόμετρα την ώρα).

Παραπομπές
----------

1. ↑  Knobel, E.B. (Ιούνιος 1895), «Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of», *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **55**: 429–438, doi:10.1093/mnras/55.8.429
2. 1 2 3 4 5  Fekel, F.C. Jr.; Tomkin, J. (Δεκέμβριος 1982), «Secondaries of eclipsing binaries. IV - The triple system Lambda Tauri», *Astrophysical Journal, Part 1* **263**: 289–301, doi:10.1086/160503
3. 1 2 3  Soderhjelm, S. (August 1975), «The three-body problem and eclipsing binaries - Application to algol and lambda Tauri», *Astronomy and Astrophysics* **42** (2): 229–236
4. 1 2 3 4  Vesper, David; Honeycutt, Kent; Hunt, Thomas (Μάιος 2001), «Survey of Hα Mass Transfer Structures in Classical Algol-Type Binaries», *The Astronomical Journal* **121** (5): 2723–2736, doi:10.1086/320381
5. 1 2 3  Hohle, M.M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B.F. (Απρίλιος 2010), «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants», *Astronomische Nachrichten* **331** (4): 349–360, doi:10.1002/asna.200911355
6. ↑   *The Colour of Stars*, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 Δεκεμβρίου 2004, ανακτήθηκε στις 2012-01-16
7. ↑  Schlesinger, Frank, «Rotation of Stars about their Axes», *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **71**: 719, doi:10.1093/mnras/71.9.719
8. ↑  Cugier, H.; Hardorp, J. (Αύγουστος 1988), «Carbon abundance in Beta Persei and Lambda Tauri», *Astronomy and Astrophysics* **202** (1-2): 101–108

|  |  |
| --- | --- |
| CC-BY-SA Μετάφραση | Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Lambda Tauri  της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 4.0. (ιστορικό/συντάκτες). |