Share to: share facebook share twitter share wa share telegram print page

Каппа Павлина

κ Павлина
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 18ч 56м 57,03с[1]
Склонение −67° 14′ 0,58″[1]
Расстояние 622 св. года (190 пк)
Видимая звёздная величина (V) 4,35[2] (3,91 - 4,78[3])
Созвездие Павлин
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 37,80[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −8,46[1] mas в год
 • склонение 16,47[1] mas в год
Параллакс (π) 5,2451 ± 0,1221[5] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −1,99[6]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F5-G5 I-II[3]
Показатель цвета
 • B−V +0,63[2]
Переменность W Vir[3]
Физические характеристики
Радиус 19 - 25[7] R⊙
Температура 5250 - 6350[7] K
Светимость 565[8] L⊙
Металличность −0,5[8]
Коды в каталогах
CD−67°2287, HD 174694, HIP 93015, HR 7107, SAO 254413, AAVSO 1846-67
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Каппа Павлина (лат. κ Pavonis) — переменная звезда в созвездии Павлина. Самая яркая переменная типа W Девы для земного наблюдателя.

Обнаружение

В 1901 году упоминалось, что κ Павлина является переменной звездой, видимая звёздная величина которой меняется от 3.8 до 5.2 с периодом 9.0908 суток[9]. Дальнейшие наблюдения показали наличие вариаций лучевой скорости, согласованных с вариациями видимого блеска; в то время предполагалось, что это свидетельство природы звезды как спектрально-двойной системы[10]. Вариации блеска считались проявлениями затмений в двойной системе[11].

Менее 10 лет спустя κ Павлина отнесли к объектам, вероятно являющимся цефеидами[12]. В 1937 году объект использовался для калибровки шкалы расстояний по цефеидам[13]. Лишь спустя годы были установлены различные соотношения периода и светимости для цефеид I и II типов, при этом κ Павлина была отнесена ко II типу[14].

Переменность

Кривая блеска κ Павлина, полученная спутником NASA TESS.

κ Павлина меняет видимый блеск от 3.91 до 4.78, при этом спектральный класс меняется от F5 до G5 с периодом около 9.1 дней. Это переменная типа W Девы, цефеида II типа, которая в ходе эволюции проходит через голубую петлю[3].

κ Павлина проявляет внезапные малые изменения периода пульсации, в среднем очень точного. Период может меняться почти на 16 минут при среднем периоде 9 дней и 2 часа[6]. В целом звезду считают пекулярной в сравнении с другими переменными типа W Девы. Было установлено, что подгруппа переменных типа W Девы в Большом Магеллановом Облаке содержит более горячие и яркие звезды, чем ожидалось ранее; такой тип обозначают pW (пекулярные переменные типа W Девы) в рамках классификации. Предполагается, что κ Pav также должна относиться к подклассу pW. Пекулярность звезд БМО может быть связана с взаимодействиями в двойных звездах, хотя нет свидетельств того, что κ Павлина является двойной звездой[6].

Свойства

κ Павлина — крупная звезда со светимостью в несколько сотен раз выше солнечной. Спектральный класс звезды меняется в течение пульсации от F5 до G5 по мере изменения температуры, при этом класс светимости изменяется от яркого гиганта до сверхгиганта. Класс светимости для такой звезды довольно высок, но это является следствием низкой поверхностной гравитации вследствие малой массы самой пульсирующей звезды. При пульсациях радиус звезды меняется примерно на 3 радиуса Солнца относительно среднего значения. Непосредственно из наблюдений было выявлено изменение углового диаметра диска звезды[7].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 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, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008). "The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (4): 2115. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008MNRAS.386.2115F. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  3. ↑ 1 2 3 4 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ↑ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759—771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065.
  5. ↑ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 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, C. D.; Kochukhov, Oleg; Nelan, Edmund P.; Shulyak, D. V.; Taylor, Denise; Freedman, Wendy L. (2011). "Distance Scale Zero Points from Galactic RR Lyrae Star Parallaxes". 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.; Mérand, A.; Gallenne, A.; Szabados, L.; Anderson, R. I.; Willson, M.; Le Bouquin, J.-B. (2015). "Observational calibration of the projection factor of Cepheids. I. The type II Cepheid κ Pavonis". Astronomy & Astrophysics. 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). "Baade-Wesselink Radius Determination of Type II Cepheids". Astronomical Journal. 113: 1833. Bibcode:1997AJ....113.1833B. doi:10.1086/118394.
  9. ↑ Roberts, Alexander W. (1901). "Southern variable stars". Astronomical Journal. 21: 81. Bibcode:1901AJ.....21...81R. doi:10.1086/103262.
  10. ↑ Wright, W. H. (1904). "On some results obtained by the D. O. Mills expedition to the southern hemisphere". Astrophysical Journal. 20: 140. Bibcode:1904ApJ....20..140W. doi:10.1086/141147.
  11. ↑ Roberts, A. W. (1911). "An inquiry into the variation of the spectroscopic binary kappa Pavonis". Astrophysical Journal. 34: 164. Bibcode:1911ApJ....34..164R. doi:10.1086/141879.
  12. ↑ Shapley, H. (1918). "Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VIII. The luminosities and distances of 139 Cepheid variables". Astrophysical Journal. 48: 279. Bibcode:1918ApJ....48..279S. doi:10.1086/142435.
  13. ↑ Wilson, Ralph E. (1939). "The Zero Point of the Period-Luminosity Curve". Astrophysical Journal. 89: 218. Bibcode:1939ApJ....89..218W. doi:10.1086/144038.
  14. ↑ Rodgers, A. W. (1957). "Radius variation and population type of cepheid variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 117: 85—94. Bibcode:1957MNRAS.117...85R. doi:10.1093/mnras/117.1.85.
Kembali kehalaman sebelumnya