Delta Pavonis - Delta Pavonis

Delta Pavonis
Diagram znázorňující polohy hvězd a hranice souhvězdí Pavo a jeho okolí
Diagram znázorňující polohy hvězd a hranice souhvězdí Pavo a jeho okolí

Umístění δ Pavonis (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíPavo
Správný vzestup20h 08m 43.60953s[1]
Deklinace−66° 10′ 55.4436″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)3.56[2]
Vlastnosti
Spektrální typG8 IV[3]
U-B barevný index0.45[2]
B-V barevný index0.76[2]
Variabilní typPodezření[4]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−23.52±0.81[5] km / s
Správný pohyb (μ) RA: +1,211.03[1] mas /rok
Prosinec: –1,130.05[1] mas /rok
Paralaxa (π)163.71 ± 0.17[1] mas
Vzdálenost19.92 ± 0.02 ly
(6.108 ± 0.006 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)4.62[6]
Detaily[7]
Hmotnost0.991[8] M☉
Poloměr1.197±0.016 R☉
Zářivost1.24±0.03 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.26±0.06 cgs
Teplota5,571±48 K.
Kovovost [Fe / H]0.33±0.03 dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)0,32 km / s
Stáří6.6–6.9[9] Gyr
9.3[6] Gyr
Jiná označení
δ Pav, NSV  12790, CD −66 2367, GJ  780, HD  190248, BOKY  99240, HR  7665, SAO  254733, LFT  1520, LHS  485, LTT  7946[10]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

Delta Pavonis, Latinsky z δ Pavonis, je singl[11] hvězda na jihu cirkumpolární souhvězdí z Pavo. Má zdánlivá vizuální velikost 3,56,[10] což z ní dělá hvězdu čtvrté velikosti, která je viditelná pouhým okem z jižní polokoule. Paralaxa měření z Hipparcos satelit poskytuje odhadovanou vzdálenost 19,92 světelné roky (6.11 parsecs ) z Země.[1] Díky tomu je jedním z nejbližší jasné hvězdy do sluneční soustavy. Blíží se ke Slunci s a radiální rychlost -23,5 km / s, a předpokládá se, že se přiblíží až na 17,8 světelných let za přibližně 49 200 let.[5]

Postřehy

Tento objekt je a subgiant z spektrální typ G8 IV; přestane to fixační vodík na jeho jádro relativně brzy, zahájení procesu stát se červený obr. Proto je Delta Pavonis o 24% jasnější než Slunce, ale efektivní teplota jeho vnější atmosféra je méně: 5 571 K.[7] Jeho hmotnost je 99,1% Solova hmota, se středním poloměrem 120% Solův poloměr. Povrch Delta Pavonis konvekční zóna se rozprostírá dolů na přibližně 43,1% poloměru hvězdy, ale obsahuje pouze 4,8% hmotnosti hvězdy.[8]

Spektroskopické vyšetření Delta Pavonis ukazuje, že má vyšší počet prvků těžších než hélium (metalicita ) než Slunce. Tato hodnota se obvykle udává jako poměr žehlička (chemický symbol Fe) na vodík (H) v atmosféře hvězdy, ve srovnání s atmosférou v Solově atmosféře (železo je dobrým zástupcem pro přítomnost dalších těžkých prvků). Metalita Delta Pavonis je přibližně

Tato notace dává logaritmus poměru železa k vodíku ve srovnání s poměrem Slunce, což znamená, že hojnost železa Delta Pavonis je 214% ve srovnání se solem. Studie prokázaly korelaci mezi hojnými těžkými prvky ve hvězdách a přítomností planetárního systému,[12] takže Delta Pavonis má větší než průměrnou pravděpodobnost, že ukrývá planety.[13]

Stáří společnosti Delta Pavonis je přibližně 6,6 až 6,9 miliardy let.[9] Zdá se, že se točí pomalu, s a projektovaná rychlost otáčení rychlostí 1,0 kilometru za sekundu.[14]

SETI

Delta Pavonis byla identifikována Maggie Turnbullovou a Jill Tarter z Institut SETI jako „nejlepší SETI cíl "mezi 100 nejbližšími Hvězdy typu G.. Vlastnosti v jeho prospěch zahrnují vysokou metalicitu, minimální úroveň magnetická aktivita, nízká rychlost otáčení a kinematické členství v populace tenkých disků z mléčná dráha. Plynové obry obíhající kolem, blízko nebo skrz hvězdy obyvatelná zóna může destabilizovat oběžné dráhy pozemských planet v této zóně; nedostatek zjištěných radiální rychlost variace naznačuje, že neexistují žádní takoví plynoví obři obíhající kolem Delta Pavonis. Pozorování však nezjistilo žádné umělé rádiové zdroje.[15] Delta Pavonis, blízký fotometrické zápas ke Slunci, je nejbližší solární analog to není člen binárního nebo násobku hvězdný systém.[13]

V beletrii

Reference

  1. ^ A b C d E F van Leeuwen, F. (listopad 2007), „Ověření nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ A b C Cousins, A. W. J .; Stoy, R. H. (1962). "Fotoelektrické veličiny a barvy jižních hvězd". Bulletin Královské observatoře. 64: 103–248. Bibcode:1962RGOB ... 64..103C.
  3. ^ Gray, R.O .; et al. (Červenec 2006), „Příspěvek k projektu Hvězdy v okolí (NStars): spektroskopie hvězd starších než M0 do 40 ks - Jižní vzorek“, Astronomický deník, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph / 0603770, Bibcode:2006AJ .... 132..161G, doi:10.1086/504637.
  4. ^ Ruban, E. V .; et al. (Září 2006), „Spektrofotometrická pozorování proměnných hvězd“, Dopisy o astronomii, 32 (9): 604–607, Bibcode:2006AstL ... 32..604R, doi:10.1134 / S1063773706090052
  5. ^ A b Bailer-Jones, C.A.L .; et al. (2018). "Nová hvězdná setkání objevená ve druhém vydání dat Gaia". Astronomie a astrofyzika. 616: A37. arXiv:1805.07581. Bibcode:2018A & A ... 616A..37B. doi:10.1051/0004-6361/201833456.
  6. ^ A b Holmberg, J .; Nordström, B .; Andersen, J. (červenec 2009), „Ženevsko-kodaňský průzkum slunečního okolí. III. Vylepšené vzdálenosti, věk a kinematika“, Astronomie a astrofyzika, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A & A ... 501..941H, doi:10.1051/0004-6361/200811191.
  7. ^ A b Rains, Adam D .; et al. (Duben 2020). "Přesné úhlové průměry pro 16 jižních hvězd s VLTI / PIONIER". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 493 (2): 2377–2394. arXiv:2004.02343. Bibcode:2020MNRAS.493.2377R. doi:10.1093 / mnras / staa282.
  8. ^ A b Takeda, G .; Ford, E. B .; Sills, A .; Rasio, F. A .; Fischer, D. A .; Valenti, J. A. (listopad 2008). "Hvězdné parametry blízkých chladných hvězd (Takeda +, 2007)". Online katalog VizieR. 216: 80297. Bibcode:2008yCat..21680297T. J / ApJS / 168/297. Původní vydání: 2007ApJS..168..297T.
  9. ^ A b Mamajek, Eric E .; Hillenbrand, Lynne A. (listopad 2008). "Vylepšený odhad věku pro trpaslíky solárního typu pomocí diagnostiky rotace aktivity". Astrofyzikální deník. 687 (2): 1264–1293. arXiv:0807.1686. Bibcode:2008ApJ ... 687,1264M. doi:10.1086/591785.
  10. ^ A b „NSV 12790 - Proměnná hvězda“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2009-08-21.
  11. ^ Fuhrmann, K .; et al. (Únor 2017). „Mnohonásobnost mezi hvězdami solárního typu“. Astrofyzikální deník. 836 (1): 23. Bibcode:2017ApJ ... 836..139F. doi:10.3847/1538-4357/836/1/139. 139.
  12. ^ Sousa, S.G .; et al. (2006). „Spektroskopické parametry pro vzorek hvězd slunečního typu bohatých na kov“. Astronomie a astrofyzika. 458 (3): 873–880. Bibcode:2006 A & A ... 458..873S. doi:10.1051/0004-6361:20065658.
  13. ^ A b G. F. Porto de Mello; E. F. del Peloso; L. Ghezzi (2006). "Astrobiologicky zajímavé hvězdy do 10 parseků od Slunce". Astrobiologie. 6 (2): 308–331. arXiv:astro-ph / 0511180. Bibcode:2006 AsBio ... 6..308P. doi:10.1089 / ast.2006.6.308. PMID  16689649.
  14. ^ Bruntt, H .; et al. (Červenec 2010), „Přesné základní parametry pro 23 jasných hvězd slunečního typu“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 405 (3): 1907–1923, arXiv:1002.4268, Bibcode:2010MNRAS.405.1907B, doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.16575.x
  15. ^ M.C. Turnbull; J.C.Tarter (2003). „Výběr cíle pro SETI. II. Trpaslíci Tycho-2, staré otevřené klastry a nejbližších 100 hvězd“. Astrophysical Journal Supplement Series. 149 (2): 423–436. Bibcode:2003ApJS..149..423T. doi:10.1086/379320.

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 20h 08m 43.6084s, −66° 10′ 55.446″