13 kita

Fl 13 Kita, 13 Ceti, 13 Cet
BD -04 62 , CCDM J00352-0336AB , HD 3196 , HIC 2762 , HIP 2762 , HR 142 , IRAS 00327-0351 , PPM 182410 , SAO 1288839 , 2MASS , GRVJ 321, GCJ 323 LTT 310, PLX 97, TD1 308, TYC 4675-1216-3, UBV 443, WDS J00352-0336AB

Información en bases de datos

SIMBAD

datos

Sistema estrella

Una estrella tiene 3 componentes,
sus parámetros se presentan a continuación:

Un componente
13 Kita Aa
Tipo de	enana blanca amarilla
Magnitud aparente	+5.6 [8]
Magnitud absoluta (V)	+3.93 [ segundo ]
clase espectral	F8V [8]
Peso	1.19 [8 ] M⊙
Códigos en catálogos Fl 13 Kita Aa, 13 Ceti Aa, 13 Cet Aa WDS J23317+1956Aa

componente abdominal
13 Kita Ab
Tipo de	enano Rojo
Peso	0.35 [8 ] M⊙
Códigos en catálogos Fl 13 Kita Ab, 13 Ceti Ab, 13 Cet Ab WDS J23317+1956Ab

Componente B
13 Kita B
Tipo de	enana amarilla
Magnitud aparente	+6.3 [8]
Magnitud absoluta (V)	+4.63 [ segundo ]
clase espectral	G0Ve [8]
Peso	1.04 [8 ] M⊙
Códigos en catálogos Fl 13 Kita B, 13 Ceti B, 13 Cet B WDS J23317+1956B

Fuentes: [9]

¿ Información en Wikidata ?

13 Ceti (13 Ceti , abreviado 13 Cet ) es una estrella múltiple en la constelación ecuatorial Cetus . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,2 m [2] y , según la escala de Bortle , la estrella es visible a simple vista en el brillante cielo suburbano .

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] se sabe que las estrellas se alejan unos 69,3 sv. años ( 21,6 pc ) del Sol . La estrella se observa al sur de 87°S. [12] , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida . El mejor momento para la observación es septiembre [12] .

La estrella 13 Ceti se mueve a una velocidad media relativa al Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 9 km/s [12] , que es un 10% menor que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se aleja del sol . La estrella 13 Ceti se acercaba al Sol a una distancia de 67,3 sv. Hace 115.000 años , cuando 13 Ceti aumentó su brillo en 0,1 ma un valor de 5,1 m [6] (es decir, la estrella brillaba entonces, como brilla ahora L² Korma ). En el cielo, la estrella se mueve hacia el sureste [13] , pasando por la esfera celeste 0,41 segundos de arco por año.

La velocidad espacial promedio de 13 Ceti tiene los siguientes componentes (U, V, W) =(-36.3, -19.5, -13.1) [6] , lo que significa que U= −36.3 km/s (moviéndose desde el centro galáctico ), V= −19,5 km/s (moviéndose en contra de la dirección de rotación galáctica) y W= −13,1 km/s (moviéndose hacia el polo sur galáctico ).

13 Ceti ( latinizado 13 Ceti ) es la designación de Flamsteed . Las designaciones de los componentes como 13 Ceti AB y AB, C se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [14] .

Propiedades del sistema múltiple 13 Kita

Automóvil club británico

T = 2.082 días a = 1.735 mas

T = 6.89 años a = 0.241 ″

Designaciones: T es el período de revolución, a es el semieje mayor de la órbita Jerarquía de órbitas del sistema 13 Ceti

13 Kita Aa y Ab son un par de estrellas binarias espectroscópicas muy estrechas , en las que las componentes están separadas entre sí por una distancia angular de 1,735 mas [8] , que corresponde, a una distancia de 21,6 pc , a una distancia física entre estrellas de 0.034 AU. y giran uno alrededor del otro con un periodo de 2.0819 días. [8] . La órbita tiene excentricidad cero [8] . La época del periastro , es decir, el año en que las estrellas se acercaron a una distancia mínima: 1973 [15] .

Un par de estrellas 13 Ceti Aa,Ab tiene una compañera B, a una distancia angular de 0.241 ″ [8] , que corresponde a una distancia de 21.6 pc a la distancia física entre las estrellas de 4.18 AU. y gira alrededor de un baricentro común con un período de 6,89 años [8] (es decir, aproximadamente en la órbita del asteroide Thule , cuyo semieje mayor es 4,27 UA ). La órbita tiene una excentricidad muy grande , que es 0,773. Por lo tanto, los componentes convergen a una distancia de 0,95 AU. (es decir, prácticamente en órbita terrestre), luego se alejan a una distancia de 7,41 UA. (es decir, hasta un punto a medio camino entre Júpiter y Saturno ).

Si miramos desde el lado del par 13 Ceti Aa-Ab al satélite 13 Ceti B, entonces veremos una estrella amarilla que brilla con un brillo de -23,83 m , es decir, con un brillo del 7% del sol . . Además , el tamaño angular de la estrella será - ~ 0,14 ° [c] , es decir, ~ 29% de nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra

Por otro lado, si miramos desde el lado de 13 Cenu B a un par de estrellas 13 Cenu Aa-Ab, entonces veremos una estrella blanco-amarilla que brilla con un brillo de -24,53 m , es decir, con un brillo del 13% del sol , y el segundo, la estrella roja brillará con un brillo de alrededor de -19,03 m , es decir, con un brillo de 330 lunas llenas . El tamaño angular para la primera estrella será ~ 0,15 ° [c] y ~ 0,05 ° [c] para la segunda estrella, es decir, ~3 y ~10 veces menor que nuestro Sol , tal y como lo vemos desde la Tierra ( el tamaño angular diámetro de nuestro Sol - 0,5 °). Los parámetros más precisos de las estrellas se dan en la tabla:

	En el periastro ( 0,95 UA )				En apoaster ( 7.41 AU )
	metro	$L_ {\ punto grande}$	D° [s]	${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ %	metro	$L_ {\ punto grande}$	D° [s]	${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ %
Aa-Ab→B	-27.05	1.33	~0,64°	126,8%	-22.59	0.02	~0.08°	16,3%
B→Aa	-27.75	2.83	0,66°	133,5%	-23.29	0.04	~0.08°	17,1%
B→Ab	-22.25	0.02	~0,22°	43,8%	-17.79	0.0003	~0.03	5,6%
m es la magnitud estelar aparente ; $L_ {\ punto grande}$ - luminosidad, expresada en luminosidades del Sol ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados (el diámetro angular del Sol es 0,5°); ${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ % es el diámetro de la estrella expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

La distancia angular máxima entre las estrellas será de 3,7°.

La edad actual del sistema 13 Ceti se determina con grandes errores como 3.6+1,8
−0,3 billones [6] , sin embargo, se sabe que las estrellas con una masa de 1,19 $M_ {\ punto grande}$ [8] viven en la secuencia principal durante unos 6,14 billones de años, por lo que la estrella se encuentra aproximadamente en la mitad de su ciclo de vida. Cuando 13 Kita Aa se convierte por primera vez en una gigante roja (y en esta etapa absorberá a sus dos satélites, adquiriendo su momento angular y girando) y luego, dejando caer sus capas exteriores, se convertirá en una enana blanca masiva . Sin embargo, el par de estrellas Aa-Ab está lo suficientemente cerca como para interactuar durante la evolución de ambas estrellas. Es difícil decir exactamente qué sucederá, pero la transferencia de masa de un lado a otro a medida que se desarrollan las estrellas puede conducir algún día a un comportamiento altamente inestable.

La estrella 13 Ceti es ligeramente variable: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia ligeramente, fluctuando en 0,01 m entre 3,86 m y 3,96 m [5] , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella o las estrellas tengan varios períodos), el tipo de la variable se define como una variable de tipo RS Hounds Dogs [5] . Este tipo incluye sistemas binarios cerrados con emisión de líneas de H y K Ca II en el espectro , cuyos componentes tienen actividad cromosférica aumentada , provocando una variabilidad cuasi-periódica de su brillo con un período cercano al período de revolución . La estrella tiene la designación BU Ceti , que es la designación característica de las estrellas variables .

Propiedades 13 Kita Aa

13 Kita Aa - a juzgar por su masa, la estrella nació como una enana de tipo espectral F. Actualmente, su tipo espectral se define como F8V] [8] y en esto la estrella es similar a Gamma Peacock . Así, el hidrógeno en el núcleo de una estrella es el "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es 1,19 $M_ {\ punto grande}$ [8] . Este tipo de estrellas se caracterizan por radiar energías desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 6150 K [16] de las Tablas VII y VIII , lo que le confiere un característico color amarillo-blanco.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1983 [17] . Los datos sobre esta y otras medidas se dan en la tabla:

Radio de la estrella 13 Ceti Aa medido directamente

Año	Nombre	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _ ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$	Com.
1983	Gliese 23A	5.20	F8V	—	1.0	[17]

Ahora sabemos que tales estrellas tienen un radio igual a 1,19 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ [16] de las Tablas VII y VIII , es decir, la medida fue bastante adecuada, pero no lo suficientemente precisa. La luminosidad de la estrella, calculada según la ley de Stefan-Boltzmann, es 1,82 $L_ {\ punto grande}$ . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que estar situado a una distancia de 1,34 UA . e. , es decir, algo más cerca de lo que se encuentra el asteroide Eros del Sol. Además, desde esa distancia, 13 Kita Aa parecería un 5% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,47 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol es de 0,5 °). Sin embargo, esto no es posible porque la componente B orbita demasiado cerca del par de estrellas Aa-Ab.

Propiedades 13 Kita Ab

El componente secundario de 13 Ceti Ab - a juzgar por su masa, que se calcula según las leyes de Kepler y es igual a 0,35 $M_ {\ punto grande}$ [8] , la estrella nació como una enana de tipo espectral M . Tal masa es típica de las estrellas del tipo espectral M3V [18] . Así, el hidrógeno en el núcleo de una estrella es el "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . Este tipo de estrellas se caracterizan por radiar energías desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 3250 K [18] , lo que le confiere un característico color rojo. Además, tales estrellas se caracterizan por un radio igual a 0,39 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ [18] y una luminosidad igual a 0,015 $L_ {\ punto grande}$ [18] . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,12 UA . es decir , casi 3 veces más cerca que Mercurio se encuentra del Sol. Además, desde tal distancia, 13 Kita Aa parecería casi 3,5 veces más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 1,7, ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol es de 0,5 °).

La magnitud absoluta de tales estrellas es +1,5 m , por lo tanto, la magnitud aparente a una distancia de 69,32 sv. años será de unos 11,1 m , pero no será visible, ya que su luz será eclipsada por completo por la luz de la estrella principal.

Propiedades 13 Kita B

13 Ceti B - a juzgar por su masa, la estrella nació como una enana de tipo espectral G. Actualmente, su tipo espectral se define como G0V] [8] . Así, el hidrógeno en el núcleo de una estrella es el "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es casi solar y es igual a 1,04 $M_ {\ punto grande}$ [8] . Este tipo de estrellas se caracterizan por radiar energías desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 6030 K [19] , lo que le confiere un característico color amarillo.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1983 [20] . Los datos sobre esta y otras medidas se dan en la tabla:

Radio de la estrella 13 Ceti Aa medido directamente

Año	Nombre	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _ ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$	Com.
1983	Gliese 23B	6.30	—	—	0.93	[veinte]

Sin embargo, este tipo de estrellas se caracterizan por un radio de 1,13 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ [19] , es decir, la medida fue bastante adecuada, pero no lo suficientemente precisa. La luminosidad de la estrella es 1,36 $L_ {\ punto grande}$ [19] .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1877, 13 Ceti fue observada por primera vez como una estrella binaria por S. Burnham , quien descubrió una compañera unas ocho magnitudes más débil a una distancia angular de 37,1 segundos de arco , basándose en un estudio del movimiento relativo de los componentes utilizando el método de aparente relativa movimiento. es decir, descubrió la componente AB,C y las estrellas entraron en los catálogos como BU 490 [d] . En 1886, el astrónomo estadounidense J. Hough resolvió el componente AB y las estrellas entraron en los catálogos como HO 212 [e] .

Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [4] [21] :

Componente	Año	Número de mediciones	Ángulo de posición	Distancia angular	Magnitud aparente de la componente I	Magnitud aparente del componente II
AB	1886	233	260°	0.3″	5.61m _	6,90 metros
AB	2019	233	286°	0.3″	5.61m _	6,90 metros
A B C	1877	12	65°	37.1″	4.91m _	12,50m _
	1922		43°	24.5'″
	1999		322°	24.0″

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 13 Cetus tiene al menos un satélite:

componente B, una estrella de séptima magnitud ubicada a una distancia angular de 0,3 segundos de arco . La estrella ha mantenido una pequeña distancia angular durante los últimos 130 años , girando en una órbita elíptica;
componente C, una estrella de magnitud 13 ubicada a una distancia angular de 24,0 segundos de arco . La estrella tiene el número de catálogo UCAC3 173-1713 [22] y el paralaje , que es de 1,6296 ± 0,0295 mas [23] y según el cual la estrella se encuentra a una distancia de unos 2000 ly. años y, en consecuencia, no está incluida en el sistema 13 Ceti, siendo solo una estrella de fondo que se encuentra en la línea de visión.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [24] de la estrella 13 Ceti (solo se incluyen la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Estrella	clase espectral	distancia, st . años
HD 4256	K2V	7.89
HD 1461	G0VC	10.93
ser china	G2-3V	10.99
6 kita	F8VFe−0.8CH−0.5	16.59
Kita Phi²	F7V	19.98

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 15 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 3 enanas blancas que no estaban incluidas en la lista.

Notas

Comentarios

↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
↑ 1 2 3 La magnitud absoluta se calcula con la fórmula: , donde es la magnitud aparente, es la distancia al objeto en pc , 10 pc $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $metro$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 7 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella, expresada en AU.
↑ BU - enlace al catálogo de S. Burnham , 490 - número de entrada en su catálogo
↑ HO - enlace al catálogo de J. Hough, 212 es el número de la entrada en su directorio

Fuentes

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Enlaces

Imagen 13 Kita en VizieR
Imágenes de 13 ballenas en Wikisky

Estrellas de la constelación Cetus
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Lista de estrellas en la constelación de Cetus