Xi Pavonis
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| Ascension droite | 18h 23m 13,64610s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −61° 29′ 37,9364″[1] |
| Constellation | Paon |
| Magnitude apparente | 4,35 à 4,38[2] / 8,10[3] |
Localisation dans la constellation : Paon   | |
| Type spectral | K4III[4] / F6:V:[2] |
|---|---|
| Indice U-B | +1,55[5] |
| Indice B-V | +1,48[5] |
| Variabilité | LB[2] |
| Vitesse radiale | +12,2 ± 0,9 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −5,985 mas/a[1] μδ = −0,538 mas/a[1] |
| Parallaxe | 7,360 0 ± 0,375 3 mas[1] |
| Distance | 135,9 ± 6,9 pc (∼443 al)[7] |
| Magnitude absolue | −1,16[8] |
| Rayon |
54,82+0,32 −3,92 R☉[1] |
|---|---|
| Luminosité | 729 ± 42 L☉[1] |
| Température |
4 051+153 −117 K[1] |
| Composants stellaires | ξ Pav Aa, ξ Pav Ab, ξ Pav B |
|---|
| Compagnon | ξ Pav Ab[9] |
|---|---|
| Excentricité (e) | 0,26 |
| Période (P) | 2 214 j |
| Argument du périastre (ω) | 187,2° |
| Époque du périastre (τ) | 2 418 076,2 JJ |
| Demi-amplitude (K1) | 17,9 km/s |
Désignations
Xi Pavonis (en abrégé ξ Pav) est une étoile triple[10] de la constellation australe du Paon. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente d'environ 4,4. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 440 a.l. (∼ 135 pc) de la Terre[1]. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de +12 km/s[6].
La composante la plus brillante, désignée Xi Pavonis A, est une binaire spectroscopique à raies simples[11] avec une période orbitale de 2 214 jours (6,06 ans) et avec une excentricité de 0,26[9]. Son étoile visible est une géante rouge évoluée de type spectral K4III[4]. C'est une variable irrégulière à longue période, dont la magnitude apparente varie entre 4,35 et 4,38 sans période définissable[2].
La troisième étoile du système, Xi Pavonis B, est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F6V présumé[2] et de magnitude 8,10. Elle était située à une séparation angulaire de 3,7 secondes d'arc de Xi Pavonis A en 2016, avec qui elle forme une binaire visuelle connue comme GLE 2. Elle a été résolue pour la première fois par Walter Gale en 1894[3].
