14 Кита

14 Кита
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Кит
Пряме піднесення 00г 35х 32.83354с[1]
Схилення −00° 30′ 20.1981″[1]
Видима зоряна величина (V) 5.84[2]
Характеристики
Спектральний клас F5 V[3][4] or F5 IV[2]
Показник кольору (B−V) 0.444±0.006[5]
Показник кольору (U−B)


Астрометрія
Променева швидкість (Rv) +11.3±0.2[6] км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: +143.043[1] мас/р
Схил.: −62.326[1] мас/р
Паралакс (π) 17.2643 ± 0.0606 мас[1]
Відстань 188.9 ± 0.7 св. р.
(57.9 ± 0.2 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		2.26±0.04[7]
Фізичні характеристики
Маса 1.55±0.1[2] M☉
Радіус 2.6[2] R☉
Світність 10.7[2] L☉
Ефективна температура 6,583±90[8] K
Обертальна швидкість (v sin i) 5[2] км/с
Інші позначення
14 Cet, BD−01° 68, FK5 2036, GC 701, HD 3229, HIP 2787, HR 143, SAO 128843[9]
Посилання
SIMBADдані для 14+Cet

14 Кита (англ. 14 Ceti) — одиночна[10] зоря в екваторіальному сузір'ї Кита. Слабко помітна неозброєним оком за добрих погодних умов, має видиму зоряну величину 5,84[2]. Відстань до 14 Кита можна оцінити за річним паралаксом, який дорівнює 17.26 мас[1], що відповідає відстані 189 світлових років. Зоря віддаляється від Сонця зі швидкістю +11 км/с[6][5].

Грей (1989), а також Хоук і Свіфт (1999) віднесли цю зорю до зір головної послідовності спектрального класу F - F5  V[3][4]. Проте, в п'ятому виданні Каталогу яскравих зір Гоффлайт і Воррен (1991) віднесли її до класу субгігантів, F5  IV[11]. Абсолютна зоряна величина і ефективна температура такі, що зоря потрапляє в розрив Герцшпрунга, який містить зорі, що вичерпали водень в ядрі, але все ще не підтримують горіння водню в оболонці навколо ядра[10].

Моделі зоряної еволюції дають оцінку віку зорі близько 2,1[8]  млрд років при масі 1,6[2] маси Сонця. Її радіус перевищує сонячний у 2,6 раза[2], а світність перевищує світність Сонця в 10,7[2] раза при ефективній температурі фотосфери близько 6583 K[8]. Поблизу поверхні зорі існує тонка конвективна зона[2]. Зоря має низьку металічність (вміст елементів масивніших за гелій) в порівнянні з Сонцем [8]. Проєкція швидкості обертання досить низька, 5 км/с, але, оскільки кут нахилу екватора до променю зору невідомий, то точне значення швидкості обертання не визначене[2].

14 Кита має потужність випромінювання в рентгенівському діапазоні 0.33 эрг с−1, що відповідає межі класу F5. Корона і хромосфера зорі виявляють ознаки магнітного поля, напруженість на її поверхні, як показали вимірювання 2009 року, дорівнює 30 Гс. Це єдина відома зірка спектрального класу між F0 і F7, у якої виявлено ефект Зеемана. Наявність магнітного поля може мати два пояснення: або зоря дуже швидко обертається і діє динамо-механізм, або вона є Ap-зорею на ранній стадії еволюції [10]. Властивості активності зорі такі, що імовірнішим є друге пояснення[12].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б в г д е Brown, A. G. A. та ін. (August 2018). Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties. Astronomy and Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
  2. ↑ а б в г д е ж и к л м н Aurière, M. та ін. (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.
  3. ↑ а б 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.
  4. ↑ а б 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, т. 5, Bibcode:1999MSS...C05....0H.
  5. ↑ а б 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.
  6. ↑ а б 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.
  7. ↑ Holmberg, J. та ін. (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.
  8. ↑ а б в г Bensby, T. та ін. (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.
  9. ↑ 14 Cet. SIMBAD. Страсбурзький центр астрономічних даних. Процитовано 20 грудня 2018.
  10. ↑ а б в Aurière, M. та ін. (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.
  11. ↑ Hoffleit, D.; Warren, W. H., Jr. (November 1995), Bright Star Catalogue (вид. 5th Revised), Bibcode:1995yCat.5050....0H.
  12. ↑ Aurière, M. та ін. (November 2014), Descendants of magnetic and non-magnetic A-type stars, у Mathys, G.; Griffin, E.; Kochukhov, O.; Monier, R.; Wahlgren, G. (ред.), 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, с. 444—450, arXiv:1310.6942, Bibcode:2014psce.conf..444A.