WikiDer > Дельта Павонис

Delta Pavonis
Дельта Павонис
Схема, показывающая расположение звезд и границы созвездия Паво и его окрестностей
Схема, показывающая расположение звезд и границы созвездия Паво и его окрестностей

Расположение δ Pavonis (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеПаво
Прямое восхождение20час 08м 43.60953s[1]
Склонение−66° 10′ 55.4436″[1]
Видимая величина (V)3.56[2]
Характеристики
Спектральный типG8 IV[3]
U − B индекс цвета0.45[2]
B − V индекс цвета0.76[2]
Тип переменнойПодозреваемый[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−23.52±0.81[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: +1,211.03[1] мас/год
Декабрь: –1,130.05[1] мас/год
Параллакс (π)163.71 ± 0.17[1] мас
Расстояние19.92 ± 0.02 лы
(6.108 ± 0.006 ПК)
Абсолютная величина (MV)4.62[6]
Подробности[7]
Масса0.991[8] M☉
Радиус1.197±0.016 р☉
Яркость1.24±0.03 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.26±0.06 cgs
Температура5,571±48 K
Металличность [Fe / H]0.33±0.03 dex
Скорость вращения (v грехя)0,32 км / с
Возраст6.6–6.9[9] Гыр
9.3[6] Гыр
Прочие обозначения
δ Пав, NSV 12790, CD−66 2367, ГДж 780, HD 190248, БЕДРО 99240, HR 7665, SAO 254733, LFT 1520, LHS 485, LTT 7946[10]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Дельта Павонис, Латинизированный от δ Pavonis, это единственный[11] звезда на юге околополярное созвездие из Паво. Имеет видимая визуальная величина из 3,56,[10] что делает ее звездой четвертой величины, которая видна невооруженным глазом из южного полушария. Параллакс измерения от Hipparcos спутник дает расчетное расстояние 19,92 световых лет (6.11 парсек) из земной шар.[1] Это делает его одним из ближайшие яркие звезды в Солнечную систему. Он приближается к Солнцу с радиальная скорость −23,5 км / с, и, по прогнозам, приблизится к 17,8 световым годам примерно через 49 200 лет.[5]

Наблюдения

Этот объект является субгигант из спектральный класс G8 IV; это остановится сплавление водород на своем основной относительно скоро, начав процесс становления красный гигант. Следовательно, Дельта Павониса на 24% ярче Солнца, но эффективная температура своего внешняя атмосфера меньше: 5 571 К.[7] Его масса составляет 99,1% Масса Соля, со средним радиусом 120% Радиус Соля. Поверхность Дельты Павониса зона конвекции простирается вниз примерно до 43,1% радиуса звезды, но содержит только 4,8% массы звезды.[8]

Спектроскопическое исследование Delta Pavonis показывает, что он имеет более высокое содержание элементов тяжелее, чем гелий (металличность) чем Солнце. Это значение обычно выражается как отношение утюг (химический символ Fe) в водород (H) в атмосфере звезды по сравнению с атмосферой Солнца (железо является хорошим показателем наличия других тяжелых элементов). Металличность Delta Pavonis примерно

Это обозначение дает логарифм отношения железа к водороду относительно Солнца, что означает, что содержание железа в дельте Павониса составляет 214% от содержания железа в Солнце. Исследования показали корреляцию между обилием тяжелых элементов в звездах и наличием планетной системы,[12] поэтому вероятность обитания планет у Дельты Павониса выше среднего.[13]

Возраст Дельты Павониса составляет примерно от 6,6 до 6,9 миллиардов лет.[9] Кажется, что он вращается медленно, с прогнозируемая скорость вращения 1,0 километр в секунду.[14]

SETI

Дельта Павонис была идентифицирована Мэгги Тернбулл и Джилл Тартер из Институт SETI как "Лучшее SETI цель »среди 100 ближайших Звезды G-типа. В его пользу можно отнести высокую металличность, минимальный уровень магнитная активность, низкая скорость вращения и кинематическая принадлежность заполнение тонких дисков из Млечный Путь. Газовые гиганты вращается вокруг звезды, рядом или через нее жилая зона может дестабилизировать орбиты планет земной группы в этой зоне; отсутствие обнаруженных радиальная скорость Вариация предполагает, что таких газовых гигантов на орбите Дельты Павониса нет. Однако наблюдения не обнаружили никаких искусственных радиоисточников.[15] Дельта Павонис, закрытие фотометрический совпадение с Солнцем, ближайший солнечный аналог который не является членом двоичного или множественного звездная система.[13]

В художественной литературе

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ а б c Казинс, А. В. Дж .; Стой, Р. Х. (1962). «Фотоэлектрические величины и цвета южных звезд». Бюллетень Королевской обсерватории. 64: 103–248. Bibcode:1962RGOB ... 64..103C.
  3. ^ Gray, R.O .; и другие. (Июль 2006 г.), «Вклад в проект по ближним звездам (NStars): спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 пк-Южный образец», Астрономический журнал, 132 (1): 161–170, arXiv:Astro-ph / 0603770, Bibcode:2006AJ .... 132..161G, Дои:10.1086/504637.
  4. ^ Ruban, E. V .; и другие. (Сентябрь 2006 г.), «Спектрофотометрические наблюдения переменных звезд», Письма об астрономии, 32 (9): 604–607, Bibcode:2006AstL ... 32..604R, Дои:10.1134 / S1063773706090052
  5. ^ а б Bailer-Jones, C.A.L .; и другие. (2018). «Новые встречи со звездами обнаружены во втором выпуске данных Gaia». Астрономия и астрофизика. 616: A37. arXiv:1805.07581. Bibcode:2018A & A ... 616A..37B. Дои:10.1051/0004-6361/201833456.
  6. ^ а б Holmberg, J .; Nordström, B .; Андерсен, Дж. (Июль 2009 г.), «Обзор окрестностей Солнца Женева-Копенгаген. III. Уточненные расстояния, возраст и кинематика», Астрономия и астрофизика, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A & A ... 501..941H, Дои:10.1051/0004-6361/200811191.
  7. ^ а б Рейнс, Адам Д .; и другие. (Апрель 2020 г.). «Прецизионные угловые диаметры для 16 южных звезд с VLTI / PIONIER». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 493 (2): 2377–2394. arXiv:2004.02343. Bibcode:2020МНРАС.493.2377Р. Дои:10.1093 / mnras / staa282.
  8. ^ а б Takeda, G .; Ford, E.B .; Пороги, А .; Rasio, F.A .; Фишер, Д. А .; Валенти, Дж. А. (ноябрь 2008 г.). «Звездные параметры близких холодных звезд (Takeda +, 2007)». Онлайн-каталог данных VizieR. 216: 80297. Bibcode:2008yCat..21680297T. Дж / ApJS / 168/297. Первоначально опубликовано в: 2007ApJS..168..297T.
  9. ^ а б Mamajek, Eric E .; Хилленбранд, Линн А. (ноябрь 2008 г.). «Улучшенная оценка возраста карликов солнечного типа с помощью диагностики активности-вращения». Астрофизический журнал. 687 (2): 1264–1293. arXiv:0807.1686. Bibcode:2008ApJ ... 687.1264M. Дои:10.1086/591785.
  10. ^ а б «НСВ 12790 - Переменная звезда». SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2009-08-21.
  11. ^ Fuhrmann, K .; и другие. (Февраль 2017). «Множественность звезд солнечного типа». Астрофизический журнал. 836 (1): 23. Bibcode:2017ApJ ... 836..139F. Дои:10.3847/1538-4357/836/1/139. 139.
  12. ^ Sousa, S.G .; и другие. (2006). «Спектроскопические параметры для выборки богатых металлами звезд солнечного типа». Астрономия и астрофизика. 458 (3): 873–880. Bibcode:2006A&A ... 458..873S. Дои:10.1051/0004-6361:20065658.
  13. ^ а б Г. Ф. Порту-де-Мелло; Э. Ф. дель Пелосо; Л. Геззи (2006). «Астробиологически интересные звезды в пределах 10 парсеков от Солнца». Астробиология. 6 (2): 308–331. arXiv:Astro-ph / 0511180. Bibcode:2006AsBio ... 6..308P. Дои:10.1089 / ast.2006.6.308. PMID 16689649.
  14. ^ Bruntt, H .; и другие. (Июль 2010 г.), «Точные фундаментальные параметры для 23 ярких звезд солнечного типа», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 405 (3): 1907–1923, arXiv:1002.4268, Bibcode:2010МНРАС.405.1907Б, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.16575.x
  15. ^ M.C. Тернбулл; Дж. К. Тартер (2003). «Выбор цели для SETI. II. Карлики Тихо-2, старые открытые скопления и ближайшие 100 звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 149 (2): 423–436. Bibcode:2003ApJS..149..423T. Дои:10.1086/379320.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 20час 08м 43.6084s, −66° 10′ 55.446″