Lambda Tauri
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| Mehrfachstern λ Tauri | |||||||||||||||||||||
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| AladinLite | |||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||
| Sternbild | Stier | ||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 04h 00m 40,818s [1] | ||||||||||||||||||||
| Deklination | +12° 29′ 25,270″ [1] | ||||||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 3.41 (3.37 bis 3.91) mag[1][2] | ||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | EA/DM[2] | ||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | (−0.12)[1] | ||||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | (−0.63)[1] | ||||||||||||||||||||
| R−I-Index | (−0.09)[1] | ||||||||||||||||||||
| Spektralklasse | B3 V + A4 IV + G/K[2][3] | ||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (17.8 ± 0.9) km/s[1] | ||||||||||||||||||||
| Parallaxe | (8.21 ± 0.53) mas[1] | ||||||||||||||||||||
| Entfernung | (400 ± 25) Lj (120) pc | ||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung[1] | |||||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (−7.9 ± 1.2) mas/a | ||||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (−14,6 ± 0.9) mas/a | ||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||||
| Masse | (7.18 / 1.89 / 0.7) M☉[4][3] | ||||||||||||||||||||
| Radius | (6.40 / 5.30) R☉[4] | ||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||||||||||
| Alter | 100 Mio. a[5] | ||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||
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Lambda Tauri (λ Tauri, λ Tau) ist ein Sternsystem im Sternbild Taurus. Es hat eine scheinbare Helligkeit von etwa 3,4 mag und ist rund 400 Lichtjahre entfernt. Beim System handelt es sich vermutlich um einen Dreifachstern.
Eigenschaften
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Bereits 1848 wurde entdeckt, dass es sich beim Stern um einen Veränderlichen Stern handelt.[3] Das innere Paar Lambda Tauri AB umkreist einander mit einer Periode von 3,95 Tagen bei einem Abstand etwa 22 R☉ zueinander.[6] Der dritte Stern ist vermutlich ein Stern der Spektralklasse G oder K und ist verantwortlich für eine zweite beobachtete Periode von etwa 33 Tagen, die man in den Lichtkurven erkennt.[3]
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c d e f g h lam Tau. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 25. August 2018.
- ↑ a b c Lam Tau. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 25. August 2018.
- ↑ a b c d F. C., Jr. Fekel, J. Tomkin: Secondaries of eclipsing binaries. IV - The triple system Lambda Tauri. In: Astrophysical Journal, Part 1. 263. Jahrgang, Dezember 1982, S. 289–301, doi:10.1086/160503, bibcode:1982ApJ...263..289F.
- ↑ a b A. Dervişoğlu, Christopher A. Tout, C. Ibanoğlu: Spin angular momentum evolution of the long-period Algols. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 406. Jahrgang, Nr. 2, August 2010, S. 1071–1083, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16732.x, arxiv:1003.4392, bibcode:2010MNRAS.406.1071D.
- ↑ a b Lambda Tau. Jim Kaler, abgerufen am 25. August 2018.
- ↑ David Vesper, Kent Honeycutt, Thomas Hunt: Survey of Hα Mass Transfer Structures in Classical Algol-Type Binaries. In: The Astronomical Journal. 121. Jahrgang, Nr. 5, Mai 2001, S. 2723–2736, doi:10.1086/320381, bibcode:2001AJ....121.2723V.