Interested Article - Каппа Павлина

cathleen
  • 2021-07-06
  • 1

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 . 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 . Вариации блеска считались проявлениями затмений в двойной системе .

Менее 10 лет спустя κ Павлина отнесли к объектам, вероятно являющимся цефеидами . В 1937 году объект использовался для калибровки шкалы расстояний по цефеидам . 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 .

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 .

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 . 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 .

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 .

Примечания

  1. ↑ Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics . 474 (2): 653—664. arXiv : . Bibcode : . doi : .
  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 : . Bibcode : . doi : .
  3. ↑ 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 : .
  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 : . Bibcode : . doi : .
  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 : . Bibcode : . doi : .
  6. ↑ 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 : . Bibcode : . doi : .
  7. ↑ 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 : . Bibcode : . doi : . S2CID .
  8. ↑ Balog, Z.; Vinko, J.; Kaszas, G. (1997). . Astronomical Journal . 113 : 1833. Bibcode : . doi : .
  9. Roberts, Alexander W. (1901). "Southern variable stars". Astronomical Journal . 21 : 81. Bibcode : . doi : .
  10. Wright, W. H. (1904). . Astrophysical Journal . 20 : 140. Bibcode : . doi : .
  11. Roberts, A. W. (1911). . Astrophysical Journal . 34 : 164. Bibcode : . doi : .
  12. Shapley, H. (1918). . Astrophysical Journal . 48 : 279. Bibcode : . doi : .
  13. Wilson, Ralph E. (1939). . Astrophysical Journal . 89 : 218. Bibcode : . doi : .
  14. Rodgers, A. W. (1957). . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 117 : 85—94. Bibcode : . doi : .
Источник —

cathleen
  • 2021-07-06
  • 1
  • Tags:

Same as Каппа Павлина

The title for the last searches