Kappa Pavonis
| Ascension droite | 18h 56m 57,028s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −67° 14′ 00,58″[1] |
| Constellation | Paon |
| Magnitude apparente | 3,91 à 4,78[2] |
Localisation dans la constellation : Paon   | |
| Type spectral | F5-G5 I-II[2] |
|---|---|
| Indice U-B | +0,60[3] |
| Indice B-V | +0,63[4] |
| Variabilité | W Vir[2] |
| Vitesse radiale | +37,87 ± 0,50 km/s[5] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −8,46 mas/a[1] μδ = +16,47 mas/a[1] |
| Parallaxe | 5,57 ± 0,28 mas[6] |
| Distance |
590 ± 30 al (180 ± 9 pc) |
| Magnitude absolue | −1,99[6] |
| Masse | 0,56 ± 0,08 M☉[7] |
|---|---|
| Rayon | 22,8 ± 1,1 R☉[5],[7] |
| Luminosité | 565 L☉[8] |
| Température | 5 250 à 6 350 K[5] |
| Métallicité | [Fe/H] = −0,5[8] |
Désignations
Kappa Pavonis (en abrégé κ Pav) est une étoile variable de la constellation australe du Paon. Il s'agit de la variable de type W Virginis la plus brillante du ciel. L'étoile est située à une distance d'environ 179 pc (∼584 al) de la Terre. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +38 km/s[5].
Découverte
[modifier | modifier le code]En 1901, κ Pavonis est signalée comme étant une étoile variable dont la magnitude apparente varie entre 3,8 et 5,2 selon une période de 9,090 8 jours[10]. D'autres observations ont révélé des variations de vitesses radiales corrélées aux variations de luminosité, mais on interprétait alors ces variations comme étant dues à un système binaire spectroscopique[11]. Les variations de luminosité étaient alors elles interprétées comme étant provoquées par des éclipses[12].
Assez rapidement, dès 1918, κ Pavonis est répertoriée comme une variable céphéide probable[13]. Puis en 1937 elle fait partie des étoiles utilisées pour calibrer la relation période-luminosité des céphéides[14]. Ce n'est qu'en 1957 que deux relations période-luminosité sont différenciées pour les variables céphéides de population I et de population II, κ Pavonis étant assignée au type II[15].
Variabilité
[modifier | modifier le code]La magnitude apparente de κ Pavonis varie entre 3,91 et 4,78 sur une période de 9,1 jours. Il s'agit d'une étoile variable de type W Virginis, soit une céphéide de type II dont on pense qu'elle est en train d'évoluer le long d'une boucle bleue en partant de la branche asymptotique des géantes à impulsions thermiques[2].
κ Pavonis montre des variations assez limitées mais soudaines dans sa période de pulsation autrement régulière. À certaines époques, cette période a ainsi changé jusqu'à 16 minutes autour de sa moyenne de 9 jours et 2 heures[6]. L'étoile est également considérée comme étant particulière comparée aux autres variables de type W Virginis, telle que W Virginis elle-même. On a découvert un groupe de ces variables particulières situées dans le Grand Nuage de Magellan (LMC) qui apparaissent être plus chaudes et plus lumineuses que ce à quoi on s'attendait, et on leur a ainsi attribué une classification dite « pW » (pour variable de type W Virginis particulière). Il est proposé que κ Pavonis soit également une variable pW. Les particularités des variables observées dans le LMC pourraient être dues à des interactions binaires, mais κ Pavonis n'est pas connue pour être une étoile binaire[6].
Propriétés
[modifier | modifier le code]κ Pavonis est une grande étoile dont le rayon est autour de 23 fois plus grand que le rayon solaire[7] et qui est 565 fois plus lumineuse que le Soleil[8], mais qui n'est que 56 % aussi massive que le Soleil[7]. Son type spectral tout comme sa température changent durant ses pulsations, le premier passant de F5 à G5 tandis que la seconde varie entre 6 350 et 5 250 K[5] ; en parallèle, sa classe de luminosité passe de celle d'une géante lumineuse à celle d'une étoile supergéante[2]. La classe de luminosité est relativement élevée pour une étoile de cette luminosité, en raison de sa très faible gravité de surface. Les pulsations font que la taille de l'étoile varie de 3 R☉ autour de son rayon moyen. Le diamètre angulaire de son disque a été observé varier directement durant les pulsations[5].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Kappa Pavonis » (voir la liste des auteurs).
- (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2, , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
- (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1, , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne, consulté le )
- ↑ (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050, (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
- ↑ (en) Michael W. Feast et al., « The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 386, no 4, , p. 2115 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x
, Bibcode 2008MNRAS.386.2115F, arXiv 0803.0466)
- (en) J. Breitfelder et al., « Observational calibration of the projection factor of Cepheids. I. The type II Cepheid κ Pavonis », Astronomy & Astrophysics, vol. 576, , article no A64 (DOI 10.1051/0004-6361/201425171, Bibcode 2015A&A...576A..64B, arXiv 1503.05176)
- (en) G. Fritz Benedict et al., « Distance Scale Zero Points from Galactic RR Lyrae Star Parallaxes », The Astronomical Journal, vol. 142, no 6, , article no 187 (DOI 10.1088/0004-6256/142/6/187, Bibcode 2011AJ....142..187B, arXiv 1109.5631)
- (en) Bogumił Pilecki et al., « The Araucaria Project: High-precision Cepheid Astrophysics from the Analysis of Variables in Double-lined Eclipsing Binaries », The Astrophysical Journal, vol. 862, no 1, , article no 43 (DOI 10.3847/1538-4357/aacb32 , Bibcode 2018ApJ...862...43P, arXiv 1806.01391)
- (en) Z. Balog, J. Vinko et G. Kaszas, « Baade-Wesselink Radius Determination of Type II Cepheids », The Astronomical Journal, vol. 113, , p. 1833 (DOI 10.1086/118394 , Bibcode 1997AJ....113.1833B)
- ↑ (en) * kap Pav -- Type II Cepheid Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ (en) Alexander W. Roberts, « Southern variable stars », The Astronomical Journal, vol. 21, , p. 81 (DOI 10.1086/103262 , Bibcode 1901AJ.....21...81R)
- ↑ (en) W. H. Wright, « On some results obtained by the D. O. Mills expedition to the southern hemisphere », The Astrophysical Journal, vol. 20, , p. 140 (DOI 10.1086/141147 , Bibcode 1904ApJ....20..140W)
- ↑ (en) A. W. Roberts, « An inquiry into the variation of the spectroscopic binary kappa Pavonis », The Astrophysical Journal, vol. 34, , p. 164 (DOI 10.1086/141879 , Bibcode 1911ApJ....34..164R)
- ↑ (en) H. Shapley, « Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VIII. The luminosities and distances of 139 Cepheid variables », The Astrophysical Journal, vol. 48, , p. 279 (DOI 10.1086/142435 , Bibcode 1918ApJ....48..279S)
- ↑ (en) Ralph E. Wilson, « The Zero Point of the Period-Luminosity Curve », The Astrophysical Journal, vol. 89, , p. 218 (DOI 10.1086/144038 , Bibcode 1939ApJ....89..218W)
- ↑ (en) A. W. Rodgers, « Radius variation and population type of cepheid variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 117, no 1, , p. 85–94 (DOI 10.1093/mnras/117.1.85 , Bibcode 1957MNRAS.117...85R)
Liens externes
[modifier | modifier le code]- (en) Kappa Pavonis sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
