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Kappa Pavonis

Kappa Pavonis ( κ Pav ) es una estrella variable de la constelación del Pavo . Es la variable W Virginis más brillante del cielo.

Descubrimiento

En 1901, se informó que κ Pavonis era una estrella variable con un rango de magnitud de 3,8 a 5,2 y un período de 9,0908 días. [8] Otras observaciones revelaron variaciones de velocidad radial en el tiempo con las variaciones de brillo, pero se asumió que esto indicaba un sistema binario espectroscópico. [9] Las variaciones de brillo se interpretaron entonces como eclipses. [10]

Menos de 10 años después, κ Pav fue catalogada como una probable variable cefeida. [11] En 1937 se utilizó como parte del esfuerzo para calibrar la escala de distancia de las cefeidas. [12] Solo años después se identificaron las relaciones de luminosidad de período separadas para las variables cefeidas de población I y II, y κ Pav fue asignada al grupo de tipo II. [13]

Variabilidad

Curva de luz de κ Pavonis registrada por el Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito (TESS) de la NASA.

κ Pavonis tiene magnitudes aparentes entre 3,91 y 4,78 y tipos espectrales F5 a G5 durante un período de 9,1 días. Es una variable W Virginis, una cefeida de tipo II que se cree que evoluciona a lo largo de un bucle azul desde la rama gigante asintótica de pulso térmico . [3]

κ Pav muestra pequeños cambios repentinos en el período de sus pulsaciones, que por lo demás son muy regulares. El período ha cambiado en ocasiones hasta 16 minutos con respecto a su promedio de alrededor de 9 días y 2 horas. [5] La estrella también se considera peculiar en comparación con otras estrellas W Virginis, como la propia W Virginis . Se ha descubierto que un subgrupo de estrellas W Virginis en la Gran Nube de Magallanes es más caliente y más luminosa de lo esperado y se le ha dado una clasificación pW (W Virginis peculiar). Se propone que κ Pav también debería recibir una clasificación pW. Las peculiaridades de las estrellas de la LMC pueden deberse a interacciones binarias , aunque no se sabe que κ Pav sea una estrella binaria. [5]

Propiedades

κ Pavonis es una estrella grande, varios cientos de veces más luminosa que el Sol. Su tipo espectral varía a medida que pulsa, entre F5 y G5 a medida que cambia la temperatura, y la clase de luminosidad cambia de gigante brillante a supergigante. La clase de luminosidad es relativamente alta para una estrella de esta luminosidad, debido a la baja gravedad superficial causada por una estrella pulsante de baja masa. Las pulsaciones hacen que el radio de la estrella cambie aproximadamente 3  R ☉ por encima y por debajo del tamaño medio. Se ha observado directamente que el diámetro angular del disco cambia durante las pulsaciones. [6]

Referencias

  1. ^ abcd Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ ab Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008). "Las luminosidades y escalas de distancia de las variables Cefeidas de tipo II y RR Lyrae". 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 . S2CID  14459638.
  3. ^ abcd Samus, NN; Durlevich, OV; 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 Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  4. ^ Gontcharov, GA (2006). "Compilación de Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común". Astronomy Letters . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Código Bibliográfico :2006AstL...32..759G. doi :10.1134/S1063773706110065. S2CID  119231169.
  5. ^ abcd 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). "Puntos cero de la escala de distancia a partir de paralajes de estrellas galácticas RR Lyrae". The Astronomical Journal . 142 (6): 187. arXiv : 1109.5631 . Código Bibliográfico :2011AJ....142..187B. doi :10.1088/0004-6256/142/6/187. S2CID  16184447.
  6. ^ a b C Breitfelder, J.; Kervella, P.; Mérand, A.; Gallenne, A.; Szabados, L.; Anderson, Rhode Island; 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.
  7. ^ ab Balog, Z.; Vinko, J.; Kaszas, G. (1997). "Determinación del radio Baade-Wesselink de las cefeidas de tipo II". Astronomical Journal . 113 : 1833. Bibcode :1997AJ....113.1833B. doi :10.1086/118394.
  8. ^ Roberts, Alexander W. (1901). "Estrellas variables del sur". Astronomical Journal . 21 : 81. Bibcode :1901AJ.....21...81R. doi :10.1086/103262.
  9. ^ Wright, WH (1904). "Sobre algunos resultados obtenidos por la expedición de D. O. Mills al hemisferio sur". Astrophysical Journal . 20 : 140. Bibcode :1904ApJ....20..140W. doi :10.1086/141147.
  10. ^ Roberts, AW (1911). "Una investigación sobre la variación de la binaria espectroscópica kappa Pavonis". Astrophysical Journal . 34 : 164. Bibcode :1911ApJ....34..164R. doi :10.1086/141879.
  11. ^ Shapley, H. (1918). "Estudios basados ​​en los colores y magnitudes de los cúmulos estelares. VIII. Luminosidades y distancias de 139 variables cefeidas". Astrophysical Journal . 48 : 279. Bibcode :1918ApJ....48..279S. doi :10.1086/142435.
  12. ^ Wilson, Ralph E. (1939). "El punto cero de la curva de período-luminosidad". Astrophysical Journal . 89 : 218. Bibcode :1939ApJ....89..218W. doi :10.1086/144038.
  13. ^ Rodgers, AW (1957). "Variación del radio y tipo de población de las variables cefeidas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 117 : 85–94. Bibcode :1957MNRAS.117...85R. doi : 10.1093/mnras/117.1.85 .