Kappa páv

κ Páv
Hvězda
Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 )
rektascenzi	18 h  56 m  57,03 s [1]
deklinace	−67° 14′ 0,58″ [1]
Vzdálenost	622  St. rok (190  ks )
Zdánlivá velikost ( V )	4,35 [2] (3,91 – 4,78 [3] )
Souhvězdí	Páv
Astrometrie
Radiální rychlost ( Rv )	37,80 [4]  km/s
Správný pohyb
• rektascenzi	−8,46 [1]  mas  za rok
• deklinace	16,47 [1]  mas  za rok
paralaxa  (π)	5,2451 ± 0,1221 [5]  hm
Absolutní velikost  (V)	−1,99 [6]
Spektrální charakteristiky
Spektrální třída	F5-G5 I-II [3]
Barevný index
•  B−V	+0,63 [2]
variabilita	W Vir [3]
fyzikální vlastnosti
Poloměr	19 - 25 [7  ] R⊙
Teplota	5250 - 6350 [7]  K
Zářivost	565 [8]  L ⊙
metalicita	−0,5 [8]
Kódy v katalozích
CD −67°2287, HD  174694, HIP  93015, HR  7107, SAO  254413, AAVSO  1846-67
Informace v databázích
SIMBAD	data
Informace ve Wikidatech  ?

Kappa Peacock ( lat.  κ Pavonis ) je proměnná hvězda v souhvězdí Páv . Nejjasnější proměnná typu W v Panně pro pozemského pozorovatele.

Objev

V roce 1901 bylo zmíněno, že κ Pavlina je proměnná hvězda, jejíž zdánlivá velikost se pohybuje od 3,8 do 5,2 s periodou 9,0908 dne [9] . Další pozorování ukázala přítomnost variací radiální rychlosti v souladu s variacemi zdánlivé jasnosti; tehdy se předpokládalo, že se jedná o důkaz povahy hvězdy jako spektroskopického binárního systému [10] . Změny jasnosti byly považovány za projevy zatmění v binárním systému [11] .

O necelých 10 let později byla κ Pavlina přiřazena k objektům, které jsou pravděpodobně cefeidy [12] . V roce 1937 byl objekt použit ke kalibraci měřítka vzdálenosti cefeid [13] . Teprve po letech byly stanoveny různé poměry periody a svítivosti pro cefeidy typu I a II, zatímco κ Pavlina byla přiřazena k typu II [14] .

Variabilita

κ Pavlina mění zdánlivou jasnost z 3,91 na 4,78, zatímco spektrální typ se změní z F5 na G5 s periodou asi 9,1 dne. Toto je proměnná typu Virgo W, cefeida typu II, která se vyvíjí prostřednictvím modré smyčky [3] .

κ Pavlina vykazuje náhlé drobné změny v periodě pulsace, v průměru velmi přesné. Doba se může lišit téměř o 16 minut s průměrnou periodou 9 dnů a 2 hodin [6] . Obecně je hvězda považována za zvláštní ve srovnání s jinými proměnnými W Panny. Bylo zjištěno, že podskupina proměnných typu W v Panně ve Velkém Magellanově mračnu obsahuje žhavější a jasnější hvězdy, než se dříve očekávalo; takový typ je v rámci klasifikace označen jako pW (zvláštní proměnné typu Virgo). Předpokládá se, že κ Pav by také měl patřit do podtřídy pW. Zvláštnost hvězd LMC může být způsobena interakcemi v dvojhvězdách, ačkoli neexistuje žádný důkaz, že κ Pavlina je dvojhvězda [6] .

Vlastnosti

κ Pavlína je velká hvězda se svítivostí několik setkrát větší než má Slunce. Spektrální typ hvězdy se mění během pulsace z F5 na G5 se změnou teploty, přičemž třída svítivosti se mění od jasného obra k veleobrovi . Třída svítivosti pro takovou hvězdu je poměrně vysoká, ale to je důsledek nízké povrchové gravitace kvůli malé hmotnosti samotné pulsující hvězdy. Během pulsací se poloměr hvězdy mění asi o 3 sluneční poloměry vzhledem k průměrné hodnotě. Přímo z pozorování byla odhalena změna úhlového průměru disku hvězdy [7] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. (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. ↑ 1 2 Svátek, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, podlaha; Whitelock, Patricia A. (2008). „Svítivost a stupnice vzdálenosti proměnných cefeid typu II 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 .
3. ↑ 1 2 3 4 Samus, N. N.; Durlevich, O.V.; a kol. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus+ 2007-2013)“. Online katalog dat VizieR: B/GCVS. Původně vydáno v: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat....102025S .
4. ↑ Gontcharov, G. A. (2006). „Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos ve společném systému“. Astronomické dopisy . 32 (11): 759-771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G . DOI : 10.1134/S1063773706110065 .
5. ↑ Hnědá, AGA; a kol. (spolupráce Gaia) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu“. Astronomie a astrofyzika . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A&A...649A...1G . DOI : 10.1051/0004-6361/202039657 .
6. ↑ 1 2 3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, 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, CD; Kočukhov, Oleg; Nelan, Edmund P.; Shulyak, DV; Taylor, Denise; Freedman, Wendy L. (2011). "Vzdálenost nula bodů od galaktických hvězdných paralax RR Lyrae." Astronomický časopis . 142 (6): 187. arXiv : 1109,5631 . Bibcode : 2011AJ....142..187B . DOI : 10.1088/0004-6256/142/6/187 .
7. ↑ 1 2 3 Breitfelder, J.; Kervella, P.; Merand, A.; Gallenne, A.; Szabados, L.; Anderson, R.I.; Willson, M.; Le Bouquin, J.-B. (2015). „Pozorovací kalibrace projekčního faktoru cefeid. I. Cefeida typu II κ Pavonis“. Astronomie a astrofyzika . 576 :A64. arXiv : 1503.05176 . Bibcode : 2015A&A...576A..64B . DOI : 10.1051/0004-6361/201425171 . S2CID  119191833 .
8. ↑ 1 2 Balog, Z.; Vinko, J.; Kaszas, G. (1997). "Stanovení Baade-Wesselinkova poloměru cefeid typu II" . Astronomický časopis . 113 : 1833. Bibcode : 1997AJ....113.1833B . DOI : 10.1086/118394 .
9. ↑ Roberts, Alexander W. (1901). „Jižní proměnné hvězdy“. Astronomický časopis . 21 : 81. Bibcode : 1901AJ.....21...81R . DOI : 10.1086/103262 .
10. ↑ Wright, W. H. (1904). „O některých výsledcích získaných expedicí DO Mills na jižní polokouli“ . Astrofyzikální časopis . 20 : 140. Bibcode : 1904ApJ....20..140W . DOI : 10.1086/141147 .
11. ↑ Roberts, A. W. (1911). „Dotaz na variaci spektroskopické binární kappa Pavonis“ . Astrofyzikální časopis . 34 : 164. Bibcode : 1911ApJ....34..164R . DOI : 10.1086/141879 .
12. ↑ Shapley, H. (1918). „Studie založené na barvách a magnitudách ve hvězdokupách. VIII. Svítivosti a vzdálenosti 139 proměnných cefeid“ . Astrofyzikální časopis . 48 : 279. Bibcode : 1918ApJ....48..279S . DOI : 10.1086/142435 .
13. ↑ Wilson, Ralph E. (1939). "Nulový bod křivky svítivosti období" . Astrofyzikální časopis . 89 : 218. Bibcode : 1939ApJ....89..218W . DOI : 10.1086/144038 .
14. ↑ Rodgers, A. W. (1957). „Variace poloměru a typ populace proměnných cefeid“ . Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti . 117 : 85-94. Bibcode : 1957MNRAS.117...85R . DOI : 10.1093/mnras/117.1.85 .