Pavo real kappa

pavo real
Estrella
Datos observacionales ( época J2000.0 )
ascensión recta	18 h  56 min  57,03 s [1]
declinación	−67° 14′ 0.58″ [1]
Distancia	calle 622 año (190  ud )
Magnitud aparente ( V )	4,35 [2] (3,91 - 4,78 [3] )
Constelación	Pavo real
Astrometría
Velocidad  radial ( Rv )	37,80 [4]  km/s
movimiento adecuado
• ascensión recta	−8,46 [1]  mas  por año
• declinación	16,47 [1]  ms  por año
Paralaje  (π)	5,2451 ± 0,1221 [5]  mas
Magnitud absoluta  (V)	−1,99 [6]
Características espectrales
clase espectral	F5-G5 I-II [3]
Indice de color
•  B-V	+0.63 [2]
variabilidad	Vir W [3]
características físicas
Radio	19 - 25 [7  ] R⊙
La temperatura	5250 - 6350 [7]  K
Luminosidad	565 [8]  L ⊙
metalicidad	−0,5 [8]
Códigos en catálogos
CD −67°2287, HD  174694, HIP  93015, HR  7107, SAO  254413, AAVSO  1846-67
Información en bases de datos
SIMBAD	datos
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Kappa Peacock ( lat.  κ Pavonis ) es una estrella variable en la constelación de Peacock . La variable de tipo W más brillante de Virgo para un observador terrestre.

Descubrimiento

En 1901 se mencionó que κ Pavlina es una estrella variable cuya magnitud aparente varía de 3,8 a 5,2 con un período de 9,0908 días [9] . Otras observaciones mostraron la presencia de variaciones de velocidad radial consistentes con variaciones en el brillo aparente; en ese momento se asumió que esto era evidencia de la naturaleza de la estrella como un sistema binario espectroscópico [10] . Las variaciones de brillo se consideraron manifestaciones de eclipses en un sistema binario [11] .

Menos de 10 años después, κ Pavlina fue asignada a objetos que probablemente sean Cefeidas [12] . En 1937, el objeto se utilizó para calibrar la escala de distancias Cefeidas [13] . Sólo años después se establecieron diferentes proporciones del período y luminosidad para las Cefeidas de tipo I y II, mientras que κ Pavlina se asignó al tipo II [14] .

Variabilidad

κ Pavlina cambia el brillo aparente de 3,91 a 4,78, mientras que el tipo espectral cambia de F5 a G5 con un período de unos 9,1 días. Esta es una variable de tipo W de Virgo, una cefeida de tipo II que evoluciona a través del bucle azul [3] .

κ Pavlina exhibe pequeños cambios repentinos en el período de pulsación, en promedio muy precisos. El período puede variar en casi 16 minutos con un período promedio de 9 días y 2 horas [6] . En general, la estrella se considera peculiar en comparación con otras variables W Virgo. Se ha descubierto que el subgrupo Virgo de variables de tipo W en la Gran Nube de Magallanes contiene estrellas más calientes y brillantes de lo que se esperaba anteriormente; tal tipo se designa pW (variables peculiares del tipo W de Virgo) dentro de la clasificación. Se supone que κ Pav también debería pertenecer a la subclase pW. La peculiaridad de las estrellas LMC puede deberse a interacciones en estrellas binarias, aunque no hay evidencia de que κ Pavlina sea una estrella binaria [6] .

Propiedades

κ Pavlina es una gran estrella con una luminosidad varios cientos de veces mayor que la del sol. El tipo espectral de una estrella cambia durante la pulsación de F5 a G5 a medida que cambia la temperatura, y la clase de luminosidad cambia de gigante brillante a supergigante . La clase de luminosidad de una estrella de este tipo es bastante alta, pero esto es consecuencia de la baja gravedad superficial debido a la pequeña masa de la propia estrella pulsante. Durante las pulsaciones, el radio de la estrella cambia en unos 3 radios solares en relación con el valor medio. Directamente a partir de las observaciones, se reveló un cambio en el diámetro angular del disco de la estrella [7] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. (2007). “Validación de la nueva reducción Hipparcos”. Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653-664. arXiv : 0708.1752 . Código Bib : 2007A&A...474..653V . DOI : 10.1051/0004-6361:20078357 .
2. ↑ Fiesta 12 , Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, piso; Whitelock, Patricia A. (2008). “Las luminosidades y escalas de distancia de las variables cefeidas tipo II y RR Lyrae”. Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 386 (4): 2115. arXiv : 0803.0466 . Código Bib : 2008MNRAS.386.2115F . DOI : 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x .
3. ↑ 1 2 3 4 Samus, NN; Durlevich, O. V.; et al. (2009). “Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)”. Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bib : 2009yCat....102025S .
4. ↑ Gontcharov, GA (2006). “Compilación Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común”. Letras de astronomía . 32 (11): 759-771. arXiv : 1606.08053 . Código Bib : 2006AstL...32..759G . DOI : 10.1134/S1063773706110065 .
5. ↑ Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (2021). “Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta”. Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A&A...649A...1G . DOI : 10.1051/0004-6361/202039657 .
6. ↑ 1 2 3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Bárbara E.; Fiesta, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Frijol, Jacob L.; Menzies, John W.; Chaboyer, Brian; Fossati, Luca; Nesvacil, Nicole; Smith, Horacio A.; Kolenberg, Katrien; Laney, CD; Kochujov, Oleg; Nelan, Edmund P.; Shulyak, DV; Taylor, Denisse; Freedman, Wendy L. (2011). "Puntos cero de la escala de distancia de Galactic RR Lyrae Star Parallaxes". El Diario Astronómico . 142 (6): 187. arXiv : 1109.5631 . Código Bib : 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, RI; Willson, M.; Le Bouquin, J.-B. (2015). “Calibración observacional del factor de proyección de Cefeidas. I. La Cefeida tipo II κ Pavonis”. Astronomía y Astrofísica . 576 :A64. arXiv : 1503.05176 . Código Bib : 2015A&A...576A..64B . DOI : 10.1051/0004-6361/201425171 . S2CID  119191833 .
8. ↑ 1 2 Balog, Z.; Vinko, J.; Kaszas, G. (1997). "Determinación del radio de Baade-Wesselink de cefeidas tipo II" . Diario astronómico . 113 : 1833. Código Bib : 1997AJ....113.1833B . DOI : 10.1086/118394 .
9. ↑ Roberts, Alexander W. (1901). "Estrellas variables del sur". Diario astronómico . 21 : 81. Bibcode : 1901AJ.....21...81R . DOI : 10.1086/103262 .
10. ↑ Wright, WH (1904). “Sobre algunos resultados obtenidos por la expedición DO Mills al hemisferio sur” . Diario astrofísico . 20 : 140. Bibcode : 1904ApJ....20..140W . DOI : 10.1086/141147 .
11. ↑ Roberts, A. W. (1911). “Una investigación sobre la variación de la binaria espectroscópica kappa Pavonis” . Diario astrofísico . 34 : 164. Bibcode : 1911ApJ....34..164R . DOI : 10.1086/141879 .
12. ↑ Shapley, H. (1918). “Estudios basados ​​en los colores y magnitudes en cúmulos estelares. VIII. Las luminosidades y distancias de 139 variables cefeidas” . Diario astrofísico . 48 : 279. Bibcode : 1918ApJ....48..279S . DOI : 10.1086/142435 .
13. ↑ Wilson, Ralph E. (1939). "El Punto Cero de la Curva Período-Luminosidad" . Diario astrofísico . 89 : 218. Bibcode : 1939ApJ....89..218W . DOI : 10.1086/144038 .
14. ↑ Rodgers, AW (1957). “Variación del radio y tipo de población de las variables cefeidas” . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 117 : 85-94. Código Bib : 1957MNRAS.117...85R . DOI : 10.1093/mnras/117.1.85 .