14 Ceti
| 14 Ceti | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Valfisken |
| Rektascension | 00t 35m 32,83354s[1] |
| Deklination | -00° 30′ 20,1981″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,84[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | F5 V[3][4] eller F5 IV[2] |
| B–V | +0,444 ± 0,006[5] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +11,3 ± 0,2[6] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +143,043[1] mas/år Dek.: -62,326[1] mas/år |
| Parallax () | 17,2643 ± 0,0606[1] |
| Avstånd | 188,9 ± 0,7 lå (57,9 ± 0,2 pc) |
| Absolut magnitud () | 2,26 ± 0,04[7] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,55 ± 0,1[2] M☉ |
| Radie | 2,6[2] R☉ |
| Luminositet | 10,7[2] L☉ |
| Temperatur | 6 583 ± 90[8] K |
| Metallicitet | -0,11 ± 0,06[8] dex |
| Vinkelhastighet | 5[2] km/s |
| Ålder | 2,1 ± 0,4[8] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| AG-00 65, BD-01 68, FK5 2036, GSC 04672-01255, HD 3229, HIC 2787, HIP 2787, HR 143, IRAS 00329-0046, 2MASS J00353281-0030201, PPM 174750, 1RXS J003532.8-003013, SAO 128843, TD1 315, TYC 4672-1255-1, uvby98 100003229, WISEA J003532.93-003020.7, Gaia DR2 2542768012447142784, Gaia DR1 2542768008149864576 [9] | |
14 Ceti, som är stjärnans Flamsteed-beteckning, är en ensam stjärna[10] belägen i den nordvästra delen av stjärnbilden Valfisken. Den har en skenbar magnitud på 5,84[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 17,3[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 189 ljusår (ca 58 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 11 km/s.[5]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]14 Ceti är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass F5 V.[3] I den femte reviderade upplagan av Bright Star Catalogue klassades den av Hoffleit och Warren (1991) som en mer utvecklad underjättestjärna av spektralklass av F5 IV.[11] Den absoluta magnituden och den effektiva temperaturen för stjärnan visar att den kommit in i Hertzsprung-klyftan,[12] som omfattar en klass av stjärnor som har förbrukat förrådet av väte i dess kärna men ännu inte påbörjat fusion av väte i ett skal som omger centrumdelen.[10]
Stjärnan har en massa som är ca 1,6[2] solmassor, en radie som är ca 2,6[2] solradier och utsänder från dess fotosfär ca 11[2] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 6 600[8] K. Den har ett tunt konvektivt skal nära dess yta[2] och har ett lägre överskott av element som är mer massiva än helium jämfört med solen.[8]
14 Ceti avger röntgenstrålning med 0,33 × 1030 erg/s, vilket är i överkant för en F5-stjärna. Både korona och kromosfär hos stjärnan visar tecken på ett magnetfält, och ett ytfält med en styrka av −30 G observerades 2009. Detta gjorde den till den enda kända stjärnan mellan klasserna F0 och F7 som belagts med en Zeemaneffekt. Två möjliga förklaringar till detta fält är att den är snabbt roterande med ett dynamodrivet fält, eller att den är en tidigare Ap-stjärna.[10] Aktivitetsegenskaperna hos stjärnan gör det mer troligt att det är det sistnämnda som gäller.[12] Den projicerade rotationshastigheten är relativt låg, 5 km/s, men rotationen är okänd eftersom stjärnans axiella lutning inte har fastställts.[2]]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 14 Ceti, 12 januari 2020.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
- ^ [a b c d e f g h i j k l] Aurière, M.; et al. (February 2015), "The magnetic fields at the surface of active single G-K giants", Astronomy & Astrophysics, 574: 30, arXiv:1411.6230, Bibcode:2015A&A...574A..90A, doi:10.1051/0004-6361/201424579, A90.
- ^ [a b] Gray, R. O. (1989), "The extension of the MK spectral classification system to the intermediate population II F type stars", Astronomical Journal, 98 (3): 1049–1062, Bibcode:1989AJ.....98.1049G, doi:10.1086/115195.
- ^ Houk, N.; Swift, C. (1999), "Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars", Michigan Spectral Survey, Ann Arbor, Michigan: Department of Astronomy, University of Michigan, 5, Bibcode:1999MSS...C05....0H.
- ^ [a b] Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
- ^ Gontcharov, G. A. (November 2006), "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35495 Hipparcos stars in a common system", Astronomy Letters, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL...32..759G, doi:10.1134/S1063773706110065.
- ^ Holmberg, J.; et al. (July 2009), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A&A...501..941H, doi:10.1051/0004-6361/200811191.
- ^ [a b c d e] Bensby, T.; et al. (2014), "Exploring the Milky Way stellar disk. A detailed elemental abundance study of 714 F and G dwarf stars in the solar neighbourhood", Astronomy & Astrophysics, 562 (A71): 28, arXiv:1309.2631, Bibcode:2014A&A...562A..71B, doi:10.1051/0004-6361/201322631.
- ^ "14 Cet". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 28 december 2018.
- ^ [a b c] Aurière, M.; et al. (July 2012), "14 Ceti: a probable Ap-star-descendant entering the Hertzsprung gap", Astronomy & Astrophysics, 543: 6, arXiv:1205.6962, Bibcode:2012A&A...543A.118A, doi:10.1051/0004-6361/201219324, A118.
- ^ Hoffleit, D.; Warren, W. H., Jr. (November 1995), Bright Star Catalogue (5th Revised ed.), Bibcode:1995yCat.5050....0H.
- ^ [a b] Aurière, M.; et al. (November 2014), "Descendants of magnetic and non-magnetic A-type stars", in Mathys, G.; Griffin, E.; Kochukhov, O.; Monier, R.; Wahlgren, G. (eds.), Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars, Proceedings of the international conference held on June 3-7, 2013 at Moscow M.V. Lomonosov State University in Moscow, Russia, Moscow: Pero, pp. 444–450, arXiv:1310.6942, Bibcode:2014psce.conf..444A.
