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Alfa Pavonis

Alpha Pavonis ( α Pavonis , abreviado Alpha Pav , α Pav ) , formalmente llamada Peacock / ˈp iː kɒ k / , es una estrella binaria en la constelación austral de Pavo , cerca del límite con la constelación Telescopium .

Nomenclatura

α Pavonis ( latinizado a Alpha Pavonis ) es la designación Bayer de la estrella .

El nombre histórico Peacock fue asignado por la Oficina del Almanaque Náutico de Su Majestad a finales de la década de 1930 durante la creación del Air Almanac, un almanaque de navegación para la Royal Air Force . De las cincuenta y siete estrellas incluidas en el nuevo almanaque, dos no tenían nombres clásicos: Alpha Pavonis y Epsilon Carinae . La RAF insistió en que todas las estrellas debían tener nombres, por lo que se inventaron nuevos nombres. Alpha Pavonis fue nombrado "Peacock" ('pavo' en latín significa "pavo real") mientras que Epsilon Carinae fue llamado "Avior". [9] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [10] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 [11] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN; que incluía a Peacock para esta estrella y Avior para Epsilon Carinae. [12]

En chino, causada por la adaptación de las constelaciones del hemisferio sur europeo al sistema chino,孔雀( Kǒng Qiāo ), que significa pavo real , se refiere a un asterismo que consiste en α Pavonis, η Pavonis , π Pavonis , ν Pavonis , λ Pavonis , κ Pavonis , δ. Pavonis , β Pavonis , ζ Pavonis , ε Pavonis y γ Pavonis . En consecuencia, la propia α Pavonis se conoce como孔雀十一( Kǒng Qiāo shíyī , inglés: la undécima estrella del pavo real ). [13]

Propiedades

Con una magnitud aparente de 1,94, [2] esta es la estrella más brillante de Pavo. Según las mediciones de paralaje , esta estrella está a unos 179 años luz (55 pársecs ) de distancia de la Tierra . [1] Se estima que tiene seis veces la masa del Sol y 6 veces el radio del Sol , pero 2200 veces la luminosidad del Sol . [7] La ​​temperatura efectiva de la fotosfera es de 17.700 K, lo que le da a la estrella un tono blanco azulado. [14] Tiene una clasificación estelar de B3 V, [3] aunque estudios más antiguos a menudo le han asignado una clase de luminosidad subgigante . [15] Está clasificado como B2.5 IV en el Catálogo Bright Star . [dieciséis]

Se cree que las estrellas con la masa de Alpha Pavonis no tienen una zona de convección cerca de su superficie. Por lo tanto, el material que se encuentra en la atmósfera exterior no es procesado por la fusión nuclear que ocurre en el núcleo. Esto significa que la abundancia de elementos en la superficie debe ser representativa del material a partir del cual se formó originalmente. En particular, la abundancia de deuterio en la superficie no debería cambiar durante la vida de la secuencia principal de la estrella. La proporción medida de deuterio a hidrógeno en esta estrella asciende a menos de 5 × 10 −6 , lo que sugiere que esta estrella puede haberse formado en una región con una abundancia inusualmente baja de deuterio, o bien el deuterio se consumió de alguna manera. Un posible escenario para esto último es que el deuterio se quemó mientras Alfa Pavonis era una estrella previa a la secuencia principal . [17]

Es probable que el sistema sea miembro de la asociación Tucana-Horologium que comparte un movimiento común a través del espacio. [5] La edad estimada de esta asociación es de 45 millones de años. [5] La estrella α Pavonis tiene una velocidad peculiar de 13 km s −1 en relación con sus vecinas. [18]

Compañeros

Se han incluido tres estrellas como compañeras visuales de α Pavonis: dos estrellas de novena magnitud a unos cuatro minutos de arco ; y una estrella de secuencia principal F5 de magnitud 12 aproximadamente a un minuto de arco. [19] [3] Los dos compañeros de novena magnitud están a sólo 17 segundos de arco uno del otro. [19]

α Pavonis A es una binaria espectroscópica formada por un par de estrellas que orbitan entre sí con un período de 11,753 días. [17] Sin embargo, en parte porque las dos estrellas no se han resuelto individualmente , se sabe poco sobre la compañera excepto que tiene una masa de al menos 0,26  M ☉ . [20] Un intento de modelar un espectro compuesto estimó componentes con tipos espectrales de B0,5 y B2, y una diferencia de brillo entre los dos componentes de 1,3 magnitudes. [21]

Referencias

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abcd Nicolet, B. (1978), "Catálogo fotométrico fotoeléctrico de medidas homogéneas en el sistema UBV", Serie de suplementos de astronomía y astrofísica , 34 : 1–49, Bibcode : 1978A y AS...34....1N
  3. ^ abc Gahm, GF; Ahlin, P.; Lindroos, KP (1983). "Un estudio de estrellas dobles visuales con primarias de tipo temprano. I - Resultados espectroscópicos". Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica . 51 : 143. Código bibliográfico : 1983A y AS...51..143G.
  4. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953), "Catálogo general de velocidades radiales estelares", Washington , Carnegie Institution of Washington , Bibcode :1953GCRV..C......0W
  5. ^ abc Bell, Cameron PM; Mamajek, Eric E.; Naylor, Tim (2015). "Una escala de edad isócrona absoluta y autoconsistente para grupos de jóvenes en movimiento en el vecindario solar". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 454 (1): 593–614. arXiv : 1508.05955 . Código Bib : 2015MNRAS.454..593B. doi :10.1093/mnras/stv1981. S2CID  55297862.
  6. ^ abcdeDavid , Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (2015). "Las edades de las estrellas de tipo temprano: métodos fotométricos de Strömgren calibrados, validados, probados y aplicados a anfitriones y posibles anfitriones de exoplanetas fotografiados directamente". La revista astrofísica . 804 (2): 146. arXiv : 1501.03154 . Código Bib : 2015ApJ...804..146D. doi :10.1088/0004-637X/804/2/146. S2CID  33401607.
  7. ^ abc Jerzykiewicz, M.; Molenda-Zakowicz, J. (septiembre de 2000), "Luminosidades empíricas y radios de estrellas de tipo temprano después de Hipparcos", Acta Astronomica , 50 : 369–380, Bibcode : 2000AcA....50..369J
  8. ^ "PEACOCK - Binario espectroscópico", SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 23 de diciembre de 2011
  9. ^ Sadler, DH (1993), Una historia personal de la Oficina del Almanaque Náutico de HM (PDF) , editado y publicado de forma privada por Wilkins, GA, p. 48, archivado desde el original (PDF) el 3 de abril de 2012 , consultado el 27 de agosto de 2013
  10. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  11. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas, N° 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  12. ^ "Catálogo IAU de nombres de estrellas" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  13. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 30 日
  14. ^ "El color de las estrellas", Australia Telescope, Outreach and Education , Organización de Investigación Científica e Industrial de la Commonwealth , 21 de diciembre de 2004, archivado desde el original el 22 de febrero de 2012 , consultado el 16 de enero de 2012
  15. ^ Skiff, Licenciatura en Letras (2014). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de clasificaciones espectrales estelares (Skiff, 2009-2016)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/Mk. Publicado originalmente en: Observatorio Lowell (octubre de 2014) . 1 . Código Bib : 2014yCat....1.2023S.
  16. ^ Hoffleit, D.; Jaschek, C. (1991). El catálogo de estrellas brillantes . New Haven: Observatorio de la Universidad de Yale. Bibcode : 1991bsc..libro.....H.
  17. ^ ab Vidal-Madjar, A.; et al. (Agosto de 1988), "Deuterio en estrellas de tipo temprano - El caso de Alpha-Pavonis", Astronomía y Astrofísica , 201 (2): 273–275, Bibcode :1988A&A...201..273V
  18. ^ Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas Hipparcos jóvenes fugitivas a 3 kpc del Sol", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode :2011MNRAS.410 ..190T, doi :10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, S2CID  118629873
  19. ^ ab Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, Guillermo I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). "CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de Estados Unidos de 2001. I. Catálogo Washington Double Star". La Revista Astronómica . 122 (6): 3466. Código bibliográfico : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
  20. ^ Bonavita, M.; Desidera, S.; Thalmann, C.; Janson, M.; Vigán, A.; Chauvin, G.; Lannier, J. (2016). "SPOTS: La búsqueda de planetas que orbitan alrededor de dos estrellas. II. Primeras limitaciones sobre la frecuencia de compañeros subestelares en órbitas circumbinarias amplias". Astronomía y Astrofísica . 593 : A38. arXiv : 1605.03962 . Código Bib : 2016A y A...593A..38B. doi :10.1051/0004-6361/201628231. S2CID  55950739.
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