Kappa Pavonis - Kappa Pavonis
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Pavo |
Správný vzestup | 18h 56m 57.02788s[1] |
Deklinace | −67° 14′ 00.5831″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 4.35[2] (3.91 - 4.78[3]) |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | F5-G5 I-II[3] |
B-V barevný index | +0.63[2] |
Variabilní typ | W Vir[3] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | 37.80[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: −8.46[1] mas /rok Prosinec: 16.47[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 5.57 ± 0.28[5] mas |
Vzdálenost | 590 ± 30 ly (180 ± 9 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | −1.99[5] |
Detaily | |
Poloměr | 19 - 25[6] R☉ |
Zářivost | 565[7] L☉ |
Teplota | 5,250 - 6,350[6] K. |
Kovovost [Fe / H] | −0.5[7] dex |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
Kappa Pavonis (κ Pav) je proměnná hvězda v souhvězdí Pavo. Je to nejjasnější Proměnná W Virginis na obloze.
Objev
V roce 1901 byla κ Pavonis údajně proměnnou hvězdou s rozsahem velikostí 3,8 až 5,2 s periodou 9,0908 dne.[8] Další pozorování odhalila kolísání radiální rychlosti v čase s kolísáním jasu, ale předpokládalo se, že to indikuje spektroskopický binární systém.[9] Varianty jasu byly poté interpretovány jako zatmění.[10]
O necelých 10 let později byl κ Pav uveden jako pravděpodobná cefeidská proměnná.[11] V roce 1937 byla použita jako součást úsilí o kalibraci cefeidské stupnice vzdálenosti.[12] Teprve o několik let později byly identifikovány samostatné období světelných vztahů pro proměnné cefeidy populace I a II a κ Pav byl přiřazen do skupiny typu II.[13]
Variabilita

κ Pavonis se pohybuje mezi zdánlivé velikosti 3,91 a 4,78 a spektrální typy F5 až G5 po dobu 9,1 dne. Je to proměnná W Virginis, a cefeida typu II myšlenka se vyvíjí podél a modrá smyčka z tepelně pulzující asymptotická obří větev.[3]
κ Pav vykazuje náhlé malé změny v období jeho jinak velmi pravidelných pulzací. Období se občas změnilo až o 16 minut z průměru kolem 9 dnů a 2 hodin.[5] Hvězda je také považována za zvláštní ve srovnání s jinými hvězdami W Virginis, jako je W Virginis sám. Podskupina hvězd W Virginis v Velký Magellanovo mračno bylo zjištěno, že jsou teplejší a zářivější, než se očekávalo, a bylo jim uděleno pW (zvláštní W Virginis) klasifikace. Navrhuje se, aby κ Pav dostal také klasifikaci pW. Zvláštnosti hvězd LMC mohou být způsobeny binární interakce, i když není známo, že κ Pav je binární hvězda.[5]
Vlastnosti
κ Pavonis je velká hvězda několik stokrát zářivější než slunce. Jeho spektrální typ se mění, jak pulzuje, mezi F5 a G5, jak se mění teplota, a třída svítivosti se mění z jasného obra na superobra. Třída svítivosti je u hvězdy s touto svítivostí relativně vysoká, kvůli nízké povrchové gravitaci způsobené pulzující hvězdou s nízkou hmotností. Pulzace způsobí změnu poloměru hvězdy asi o 3R☉ nad a pod střední velikostí. Bylo pozorováno, že se úhlový průměr kotouče během pulzací mění.[6]
Reference
- ^ A b C d Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ A b Svátek, Michael W .; Laney, Clifton D .; Kinman, Thomas D .; Van Leeuwen, podlaha; Whitelock, Patricia A. (2008). "Světelnost a stupnice vzdálenosti proměnných typu Cepheid a RR Lyrae". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 386 (4): 2115. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008MNRAS.386.2115F. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13181.x.
- ^ A b C d Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / gcvs. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
- ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos v běžném systému". Dopisy o astronomii. 32 (11): 759. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065.
- ^ A b C d Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E .; Svátek, Michael W .; Barnes, Thomas G .; Harrison, Thomas E .; Bean, Jacob L .; Menzies, John W .; Chaboyer, Brian; Fossati, Luca; Nesvacil, Nicole; Smith, Horace A .; Kolenberg, Katrien; Laney, C.D .; Kochukhov, Oleg; Nelan, Edmund P .; Shulyak, D. V .; Taylor, Denise; Freedman, Wendy L. (2011). "Nulové body stupnice vzdálenosti od Galactic RR Lyrae Star Parallaxes". Astronomický deník. 142 (6): 187. arXiv:1109.5631. Bibcode:2011AJ .... 142..187B. doi:10.1088/0004-6256/142/6/187.
- ^ A b C Breitfelder, J .; Kervella, P .; Mérand, A .; Gallenne, A .; Szabados, L .; Anderson, R. I .; Willson, M .; Le Bouquin, J.-B. (2015). „Pozorovací kalibrace projekčního faktoru cefeidů. I. Cepheid κ Pavonis typu II“. Astronomie a astrofyzika. 576: A64. arXiv:1503.05176. Bibcode:2015A & A ... 576A..64B. doi:10.1051/0004-6361/201425171.
- ^ A b Balog, Z .; Vinko, J .; Kaszas, G. (1997). „Baade-Wesselink Radius Determination of Type II Cefeidy“. Astronomický deník. 113: 1833. Bibcode:1997AJ .... 113,1833B. doi:10.1086/118394.
- ^ Roberts, Alexander W. (1901). "Southern proměnné hvězdy". Astronomický deník. 21: 81. Bibcode:1901AJ ..... 21 ... 81R. doi:10.1086/103262.
- ^ Wright, W. H. (1904). "O některých výsledcích získaných expedicí D. O. Mills na jižní polokouli". Astrofyzikální deník. 20: 140. Bibcode:1904ApJ .... 20..140W. doi:10.1086/141147.
- ^ Roberts, A. W. (1911). „Vyšetřování variace spektroskopické binární kappa Pavonis“. Astrofyzikální deník. 34: 164. Bibcode:1911ApJ .... 34..164R. doi:10.1086/141879.
- ^ Shapley, H. (1918). „Studie založené na barvách a velikostech ve hvězdných klastrech. VIII. Svítivost a vzdálenosti 139 proměnných Cepheid“. Astrofyzikální deník. 48: 279. Bibcode:1918ApJ .... 48..279S. doi:10.1086/142435.
- ^ Wilson, Ralph E. (1939). „Nulový bod křivky období-svítivost“. Astrofyzikální deník. 89: 218. Bibcode:1939ApJ .... 89..218W. doi:10.1086/144038.
- ^ Rodgers, A. W. (1957). "Variační poloměr a typ populace cepheidových proměnných". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 117: 85. Bibcode:1957MNRAS.117 ... 85R. doi:10.1093 / mnras / 117.1.85.