Alpha Pavonis

Alpha Pavonis ( α Pavonis , abrégé Alpha Pav , α Pav ), officiellement nommé Paon / ˈ piː k ɒ k / , est une étoile binaire dans la constellation australe du Pavo , près de la frontière avec la constellation du Télescope .

α Pavonis ( latinisé en Alpha Pavonis ) est la désignation Bayer de l'étoile .

Le nom historique de Peacock a été attribué par le Bureau de l'Almanach nautique de Sa Majesté à la fin des années 1930 lors de la création de l' Air Almanac , un almanach de navigation pour la Royal Air Force . Parmi les cinquante-sept étoiles incluses dans le nouvel almanach, deux n'avaient pas de nom classique : Alpha Pavonis et Epsilon Carinae . La RAF a insisté pour que toutes les étoiles aient un nom, de nouveaux noms ont donc été inventés. Alpha Pavonis a été nommée « Peacock » (« pavo » signifie « paon » en latin) tandis qu'Epsilon Carinae a été appelée « Avior ». En 2016, l' Union astronomique internationale a organisé un Groupe de travail sur les noms d'étoiles (WGSN) afin de cataloguer et de normaliser les noms propres des étoiles. Le premier bulletin du WGSN, paru en juillet 2016 comprenait un tableau des deux premières séries de noms approuvées par le WGSN ; qui comprenait Peacock pour cette étoile et Avior pour Epsilon Carinae.

En chinois, causé par l'adaptation des constellations de l'hémisphère sud européen dans le système chinois,孔雀( Kǒng Qiāo ), signifiant Paon , fait référence à un astérisme composé de α Pavonis, η Pavonis , π Pavonis , ν Pavonis , λ Pavonis, κ Pavonis , δ Pavonis , β Pavonis , ζ Pavonis. , ε Pavonis et γ Pavonis . Par conséquent, α Pavonis lui-même est connu sous le nom de孔雀十一( Kǒng Qiāo shíyī , anglais : la onzième étoile du paon .)

Avec une magnitude apparente de 1,94 il s'agit de l'étoile la plus brillante de la constellation du Paon. D'après les mesures de parallaxe , cette étoile se situe à environ 179 années-lumière (55 parsecs ) de la Terre . Sa masse et son rayon sont estimés à six fois ceux du Soleil , mais sa luminosité est 2 200 fois supérieure . La température effective de sa photosphère est de 17 700 K, ce qui lui confère une teinte blanc-bleu [14]. B3 V [ bien que des études plus anciennes l'aient souvent classée comme sous -géante . Elle est répertoriée comme B2.5 IV dans le Catalogue des étoiles brillantes .

On pense que les étoiles de la masse d'Alpha Pavonis ne possèdent pas de zone de convection près de leur surface. Par conséquent, la matière présente dans leur atmosphère externe n'est pas issue de la fusion nucléaire qui se produit au cœur de l'étoile. Cela signifie que l'abondance des éléments en surface devrait être représentative de la matière dont elle est issue. En particulier, l'abondance du deutérium en surface ne devrait pas varier durant la vie de l'étoile sur la séquence principale. Le rapport deutérium/hydrogène mesuré pour cette étoile est inférieur à 5 × 10⁻⁶ ^, ce qui suggère qu'elle a pu se former dans une région où l'abondance de deutérium est exceptionnellement faible, ou bien que le deutérium a été consommé par un autre mécanisme. Une hypothèse possible est que le deutérium ait été entièrement consommé lorsqu'Alpha Pavonis était une étoile de pré-séquence principale .

Ce système est probablement membre de l' association Tucana-Horologium , qui partage un mouvement spatial commun. L'âge estimé de cette association est de 45 millions d'années. L'étoile α Pavonis possède une vitesse particulière de 13 km s⁻¹ ^par rapport à ses voisines.

Trois étoiles ont été identifiées comme compagnes visuelles d'α Pavonis : deux étoiles de magnitude 9 situées à environ quatre minutes d'arc ; et une étoile de la séquence principale de magnitude 12 (F5) située à environ une minute d'arc. Les deux compagnes de magnitude 9 sont distantes de seulement 17 secondes d'arc .

α Pavonis A est une binaire spectroscopique composée de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre avec une période de 11,753 jours. Cependant, en partie parce que les deux étoiles n'ont pas été résolues individuellement, on ne sait que peu de choses sur l'étoile compagne _, si ce n'est qu'elle a une masse d'au moins 0,26 M☉ . Une tentative de modélisation d'un spectre composite a estimé des composantes de types spectraux B0,5 et B2, et une différence de luminosité entre les deux composantes de 1,3 magnitude.