Назву «Пікок» (англ.Peacock, [ˈpiːkɒk]) запровадив Офіс морського альманаху Її величності[en] наприкінці 1930-х років під час створення навігаційного альманаху Королівських ВПС. Із п'ятдесяти семи зір, які було включено до альманаху, дві не мали власних назв: α Павича та ε Кіля. Військові наполягали, щоб усі зорі альманаху мали назви, тож назви зорям призначили: α Павича назвали «Пікоком» (англ.Peackok — відповідник лат.pavo, що означає «павич»), а ε Кіля назвали «Авіором[en]»[10]. 2016 року Міжнародний астрономічний союз організував Робочу групу назв зір (англ.WGSN)[11] для каталогізації та стандартизації власних назв. Перший бюлетень WGSN від липня 2016 року[12] містив дві таблиці затверджених назв, серед яких був і Пікок[13].
Вважається, що зорі з такою масою не мають конвективної зони біля поверхні. Отже, речовина у зовнішній атмосфері не зазнає впливу ядерного синтезу, який відбувається в ядрі. Це означає, що склад атмосфери має відповідати складу речовини, з якої зоря утворилася. Зокрема, кількість дейтерію не має змінюватися протягом перебування зорі на головній послідовності. Виміряне відношення дейтерію до протію в зорі становить менше 5 × 10−6, що свідчить або про те, що зоря утворилася на ділянці з надзвичайно низьким вмістом дейтерію, або дейтерій було втрачено якимось чином. Можливий варіант, що дейтерій вигорів, коли зоря перебувала на шляху до головної послідовності[18].
Система, імовірно, є членом асоціації Тукана—Годинника[5]. Вік цієї асоціації оцінюється у 45 мільйонів років[5]. Відносно сусідів α Павича має пекулярну швидкість13 км/с[19].
Супутники
Головна зоря, Пікок A, являє собою спектроскопічну подвійну, що складається з пари зір, які обертаються одна навколо одної з періодом 11,753 діб[18]. Однак ці зорі не були оптично розділені, тому про супутник відомо мало, зокрема, він має масу щонайменше 0,26 M☉[20]. Була спроба моделювати складений спектр вважаючи, що його утворюють зорі зі спектральними типами B0,5 і B2 з різницею яскравості 1,3 величини[21].
Три зорі вважають супутниками Пікока: дві зорі дев'ятої величини приблизно за чотири кутові мінути й одна 12-ї величини приблизно за одну кутову мінуту[22][3]. Обидва супутники дев'ятої величини розташовані на відстані всього 17 кутових секунд один від одного[22].
↑ абвгNicolet, B. (1978), Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 34: 1—49, Bibcode:1978A&AS...34....1N
↑ абвGahm, G. F.; Ahlin, P.; Lindroos, K. P. (1983). A study of visual double stars with early type primaries. I - Spectroscopic results. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 51: 143. Bibcode:1983A&AS...51..143G.
↑ абвBell, Cameron P. M.; Mamajek, Eric E.; Naylor, Tim (2015). A self-consistent, absolute isochronal age scale for young moving groups in the solar neighbourhood. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454: 593. arXiv:1508.05955. Bibcode:2015MNRAS.454..593B. doi:10.1093/mnras/stv1981.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
↑ абвгDavid, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (2015). The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets. The Astrophysical Journal. 804 (2): 146. arXiv:1501.03154. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146.
↑ абвJerzykiewicz, M.; Molenda-Zakowicz, J. (September 2000), Empirical Luminosities and Radii of Early-Type Stars after Hipparcos, Acta Astronomica, 50: 369—380, Bibcode:2000AcA....50..369J
↑陳冠中、陳輝樺 (30 липня 2006). 天文教育資訊網. Activities of Exhibition and Education in Astronomy (AEEA). Архів оригіналу за 22 травня 2011. Процитовано 17 вересня 2019.(кит.)
↑Skiff, B. A. (2014). VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016). VizieR On-line Data Catalog: B/mk. Originally published in: Lowell Observatory (October 2014). 1. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
↑Hoffleit, D.; Jaschek, C. (1991). The Bright star catalogue. New Haven: Yale University Observatory. Bibcode:1991bsc..book.....H.
↑ абVidal-Madjar, A. та ін. (August 1988), Deuterium in early-type stars - The case of Alpha-Pavonis, Astronomy and Astrophysics, 201 (2): 273—275, Bibcode:1988A&A...201..273V
↑Bonavita, M.; Desidera, S.; Thalmann, C.; Janson, M.; Vigan, A.; Chauvin, G.; Lannier, J. (2016). SPOTS: The Search for Planets Orbiting Two Stars. II. First constraints on the frequency of sub-stellar companions on wide circumbinary orbits. Astronomy & Astrophysics. 593: A38. arXiv:1605.03962. Bibcode:2016A&A...593A..38B. doi:10.1051/0004-6361/201628231.
↑Beavers, W. I.; Cook, D. B. (1980). Scanner studies of composite spectra. I - Dwarfs. Astrophysical Journal Supplement Series. 44: 489. Bibcode:1980ApJS...44..489B. doi:10.1086/190702.
