Kappa Peacock

κ Peacock
Tähti
Havaintotiedot ( Epoch J2000.0 )
oikea ylösnousemus	18 h  56 min  57,03 s [1]
deklinaatio	−67° 14′ 0,58″ [1]
Etäisyys	622  St. vuosi (190  kpl )
Näennäinen magnitudi ( V )	4,35 [2] (3,91 - 4,78 [3] )
tähdistö	Riikinkukko
Astrometria
Radiaalinen nopeus ( Rv )	37,80 [4]  km/s
Oikea liike
• oikea ylösnousemus	−8,46 [1]  mas  vuodessa
• deklinaatio	16,47 [1]  mas  vuodessa
Parallaksi  (π)	5,2451 ± 0,1221 [5]  mas
Absoluuttinen magnitudi  (V)	−1,99 [6]
Spektriominaisuudet
Spektriluokka	F5-G5 I-II [3]
Väriindeksi
•  B−V	+0,63 [2]
vaihtelua	W Vir [3]
fyysiset ominaisuudet
Säde	19 - 25 [7  ] R⊙
Lämpötila	5250 - 6350 [7]  K
Kirkkaus	565 [8]  L ⊙
metallisuus	−0,5 [8]
Koodit luetteloissa
CD −67°2287, HD  174694, HIP  93015, HR  7107, SAO  254413, AAVSO  1846-67
Tietoa tietokannoista
SIMBAD	tiedot
Tietoja Wikidatasta  ?

Kappa Peacock ( lat.  κ Pavonis ) on muuttuva tähti Riikinkukon tähdistössä . Neitsyen kirkkain W-tyypin muuttuja maanpäälliselle tarkkailijalle.

Discovery

Vuonna 1901 mainittiin, että κ Pavlina on muuttuva tähti, jonka näennäinen magnitudi vaihtelee välillä 3,8-5,2 jakson ollessa 9,0908 päivää [9] . Lisähavainnot osoittivat radiaalisen nopeuden vaihteluiden esiintymisen, jotka ovat yhdenmukaisia ​​näennäisen kirkkauden vaihteluiden kanssa; tuolloin oletettiin, että tämä oli todiste tähden luonteesta spektroskooppisena binäärijärjestelmänä [10] . Kirkkausvaihteluiden katsottiin olevan pimennysten ilmentymiä binäärijärjestelmässä [11] .

Alle 10 vuotta myöhemmin κ Pavlina määritettiin kohteille, jotka ovat todennäköisesti kefeidejä [12] . Vuonna 1937 esinettä käytettiin kefeidin etäisyysasteikon kalibroimiseen [13] . Vain vuosia myöhemmin tyyppien I ja II kefeideille määritettiin erilaiset ajanjakson ja valoisuuden suhteet , kun taas κ Pavlina määritettiin tyyppiin II [14] .

Vaihtuvuus

κ Pavlina muuttaa näennäistä kirkkautta arvosta 3,91 arvoon 4,78, kun taas spektrityyppi muuttuu F5:stä G5:ksi noin 9,1 päivän ajanjaksolla. Tämä on Virgo W-tyypin muuttuja, tyypin II kefeidi, joka kehittyy sinisen silmukan kautta [3] .

κ Pavlina osoittaa äkillisiä pieniä muutoksia pulsaatiojaksossa, keskimäärin erittäin tarkka. Aika voi vaihdella lähes 16 minuuttia ja keskimääräinen ajanjakso on 9 päivää ja 2 tuntia [6] . Yleisesti ottaen tähteä pidetään omituisena verrattuna muihin W Virgo -muuttujiin. Suuren Magellanin pilven W-tyypin muuttujien Neitsyt-alaryhmän on havaittu sisältävän kuumempia ja kirkkaampia tähtiä kuin aiemmin odotettiin; tällaista tyyppiä kutsutaan luokituksessa pW :ksi (peculiary variables of Virgo type W). Oletetaan, että κ Pav tulisi myös kuulua alaluokkaan pW. LMC-tähtien erikoisuus saattaa johtua kaksoistähtien vuorovaikutuksista, vaikka ei ole todisteita siitä, että κ Pavlina olisi kaksoitähti [6] .

Ominaisuudet

κ Pavlina on suuri tähti, jonka kirkkaus on useita satoja kertoja suurempi kuin auringon. Tähden spektrityyppi muuttuu sykkeen aikana F5:stä G5:een lämpötilan muuttuessa, ja valoisuusluokka muuttuu kirkkaasta jättiläisestä superjättiläiseksi . Tällaisen tähden kirkkausluokka on melko korkea, mutta tämä on seurausta alhaisesta pintapainovoimasta , joka johtuu itse sykkivän tähden pienestä massasta. Pulsaatioiden aikana tähden säde muuttuu noin 3 auringon säteen verran keskiarvoon verrattuna. Suoraan havaintojen perusteella paljastettiin muutos tähden kiekon kulmahalkaisijassa [7] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. (2007). "Uuden Hipparcos-vähennyksen validointi". Tähtitiede ja astrofysiikka . 474 (2): 653-664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V . DOI : 10.1051/0004-6361:20078357 .
2. ↑ 1 2 Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, kerros; Whitelock, Patricia A. (2008). "Tyypin II Cepheid- ja RR Lyrae-muuttujien valoisuudet ja etäisyysasteikot". Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet . 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.; et ai. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalog of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR Online Data Catalog: B/GCVS. Julkaistu alun perin: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat....102025S .
4. ↑ Gontcharov, G.A. (2006). "Pulkovon kokoelma säteittäisnopeuksista 35 495 Hipparcos-tähdelle yhteisessä järjestelmässä". Tähtitieteen kirjaimet . 32 (11): 759-771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G . DOI : 10.1134/S1063773706110065 .
5. ↑ Ruskea, AGA; et ai. (Gaia-yhteistyö) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Yhteenveto sisällöstä ja kyselyn ominaisuuksista". Tähtitiede & Astrofysiikka . 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; Kochukhov, Oleg; Nelan, Edmund P.; Shulyak, DV; Taylor, Denise; Freedman, Wendy L. (2011). "Etäisyysasteikon nollapisteet Galactic RR Lyrae Star Parallaxesista." The Astronomical Journal . 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). "Kefeidien projektiotekijän havainnointikalibrointi. I. Tyyppi II Cepheid κ Pavonis”. Tähtitiede & Astrofysiikka . 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). "Tyypin II kefeidien Baade-Wesselink-säteen määritys" . Tähtitieteellinen lehti . 113 : 1833. Bibcode : 1997AJ....113.1833B . DOI : 10.1086/118394 .
9. ↑ Roberts, Alexander W. (1901). "Eteläiset muuttuvat tähdet". Tähtitieteellinen lehti . 21 : 81. Bibcode : 1901AJ.....21...81R . DOI : 10.1086/103262 .
10. ↑ Wright, W. H. (1904). "Joistain tuloksista, jotka saatiin DO Millsin retkikunnan eteläiselle pallonpuoliskolle" . Astrophysical Journal . 20 : 140. Bibcode : 1904ApJ....20..140W . DOI : 10.1086/141147 .
11. ↑ Roberts, A. W. (1911). "Tutkimus spektroskooppisen binäärikappa Pavonisin vaihtelusta" . Astrophysical Journal . 34 : 164. Bibcode : 1911ApJ....34..164R . DOI : 10.1086/141879 .
12. ↑ Shapley, H. (1918). "Tutkimuksia tähtiklustereiden väreihin ja magnitudeihin. VIII. 139 kefeidimuuttujan valovoimat ja etäisyydet . Astrophysical Journal . 48 : 279. Bibcode : 1918ApJ....48..279S . DOI : 10.1086/142435 .
13. ↑ Wilson, Ralph E. (1939). "Jakso-valoisuuskäyrän nollapiste" . Astrophysical Journal . 89 : 218. Bibcode : 1939ApJ....89..218W . DOI : 10.1086/144038 .
14. ↑ Rodgers, A.W. (1957). "Kefeidimuuttujien sädevaihtelu ja populaatiotyyppi" . Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet . 117 : 85-94. Bibcode : 1957MNRAS.117...85R . DOI : 10.1093/mnras/117.1.85 .