13 Kita

13 Ceti (13 Ceti , zkráceně 13 Cet ) je vícenásobná hvězda v rovníkovém souhvězdí Cetus . Hvězda má zdánlivou velikost +5,2 m [2] a podle Bortleovy stupnice je hvězda viditelná pouhým okem na jasné předměstské obloze . 

Z měření paralaxy získaných během mise Hipparcos [1] je známo, že hvězdy jsou vzdáleny asi 69,3  sv. let ( 21,6  ks ) od Slunce . Hvězda je pozorována jižně od 87° jižní šířky. [12] , to znamená, že je vidět téměř na celém území obydlené Země s výjimkou polárních oblastí Antarktidy . Nejlepší dobou pro pozorování je září [12] .

Hvězda 13 Ceti se pohybuje průměrnou rychlostí vzhledem ke Slunci : její radiální heliocentrická rychlost je 9  km/s [12] , což je o 10 % méně než rychlost místních hvězd galaktického disku , a to také znamená, že hvězda se vzdaluje od Slunce . Hvězda 13 Ceti se přibližovala ke Slunci na vzdálenost 67,3  sv. Před 115 000  lety , kdy 13 Ceti zvýšila svou jasnost o 0,1 m na hodnotu 5,1 m [6] (tedy hvězda tehdy zářila, jako nyní svítí L² Korma ). Na obloze se hvězda pohybuje na jihovýchod [13] , prochází nebeskou sférou 0,41 obloukové sekundy za rok.

Průměrná prostorová rychlost 13 Ceti má následující složky (U, V, W) =(-36,3, -19,5, -13,1) [6] , což znamená U= −36,3  km/s (pohyb od galaktického středu ), V= −19,5  km/s (pohyb proti směru galaktické rotace) a W= −13,1  km/s (pohyb směrem k jižnímu galaktickému pólu ).

13 Ceti ( latinsky 13 Ceti ) je Flamsteedovo označení .  Označení komponent jako 13 Ceti AB a AB, C vyplývá z konvence používané Washingtonským katalogem dvou hvězd (WDS) pro hvězdné systémy a přijaté Mezinárodní astronomickou unií (IAU) [14] .

Vlastnosti vícenásobného systému 13 Kita

13 Kita Aa a Ab jsou velmi úzká dvojice spektroskopických dvojhvězd , ve kterých jsou složky od sebe odděleny úhlovou vzdáleností 1,735  mas [ 8] , což ve vzdálenosti 21,6  pc odpovídá fyzické vzdálenosti mezi hvězdy 0,034  AU. a obíhají kolem sebe s periodou 2,0819  dne. [8] . Dráha má nulovou excentricitu [8] . Periastronová epocha , tedy rok, kdy se hvězdy přiblížily na minimální vzdálenost - 1973 [15] .

Dvojice hvězd 13 Ceti Aa,Ab má společníka B v úhlové vzdálenosti 0,241  ″ [8] , což ve vzdálenosti 21,6  pc odpovídá fyzické vzdálenosti mezi hvězdami 4,18  AU. a točí se kolem společného barycentra s periodou 6,89  roku [8] (tj. přibližně na oběžné dráze asteroidu Thule , jehož semi- hlavní osa je 4,27  AU ). Dráha má velmi velkou excentricitu , která je 0,773. Složky se tedy sbíhají ve vzdálenosti 0,95  AU. (tedy prakticky na oběžnou dráhu Země), pak jsou odstraněny na vzdálenost 7,41  AU. (to jest do bodu na půli cesty mezi Jupiterem a Saturnem ).

Pokud se podíváme ze strany dvojice 13 Ceti Aa-Ab na družici 13 Ceti B, pak uvidíme žlutou hvězdu, která září s jasností -23,83 m , tedy s jasností 7 % slunce. . Navíc úhlová velikost hvězdy bude - ~ 0,14  ° [c] , tedy ~ 29 % našeho Slunce , jak ho vidíme ze Země.

Na druhou stranu, podíváme-li se ze strany 13 Cenu B na dvojici hvězd 13 Cenu Aa-Ab, pak uvidíme jednu bílo-žlutou hvězdu, která září jasností -24,53 m , tedy s jasnost 13 % slunce a druhá, rudá hvězda bude zářit s jasností asi -19,03 m , tedy s jasností 330 úplňků . Úhlová velikost pro první hvězdu bude ~ 0,15  ° [c] a ~ 0,05  ° [c] pro druhou hvězdu, tedy ~ 3 a ~ 10 krát menší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země ( úhlový průměr našeho Slunce - 0,5°). Přesnější parametry hvězd jsou uvedeny v tabulce:

	V periastronu ( 0,95  AU )				Na apoaster ( 7,41  AU )
	m		D° [s]	%	m		D° [s]	%
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 je zdánlivá hvězdná velikost ; - svítivost, vyjádřená ve svítivosti Slunce ; D° je úhlový průměr hvězdy vyjádřený ve stupních (úhlový průměr Slunce je 0,5°); % je průměr hvězdy vyjádřený jako procento průměru Slunce ;

Maximální úhlová vzdálenost mezi hvězdami bude 3,7°.

Aktuální stáří systému 13 Ceti je s velkými chybami stanoveno na 3,6+1,8
−0,3 miliarda [6] , je však známo, že hvězdy o hmotnosti 1,19  [8] žijí na hlavní posloupnosti asi 6,14  miliard let a hvězda je tedy přibližně v polovině svého životního cyklu. Když se 13 Kita Aa nejprve stane červeným obrem (a v této fázi pohltí oba své satelity, získá jejich moment hybnosti a roztočí se) a poté, když upustí své vnější schránky, stane se masivním bílým trpaslíkem . Pár hvězd Aa-Ab je však dostatečně blízko, aby během vývoje obou hvězd interagoval. Je těžké přesně říci, co se stane, ale přesun hmoty tam a zpět s vývojem hvězd může jednoho dne vést k vysoce nestabilnímu chování.

Hvězda 13 Ceti je mírně proměnná: během pozorování se jasnost hvězdy mírně mění, kolísá o 0,01 m mezi 3,86 m a 3,96 m [5] , bez jakékoli periodicity (s největší pravděpodobností hvězda nebo hvězdy mají několik period), typ proměnná je definována jako proměnná typu RS Hounds Dogs [5] . Tento typ zahrnuje těsné binární systémy s emisí čar H a K Ca II ve spektru , jejichž složky mají zvýšenou chromosférickou aktivitu, což způsobuje kvaziperiodickou variabilitu jejich jasnosti s periodou blízkou periodě rotace . Hvězda má označení BU Ceti , což je označení charakteristické pro proměnné hvězdy .

Vlastnosti 13 Kita Aa

13 Kita Aa - soudě podle hmotnosti se hvězda zrodila jako trpaslík spektrálního typu F. V současnosti je její spektrální typ definován jako F8V] [8] a v tomto je hvězda podobná Gamma Peacockovi . Vodík v jádru hvězdy je tedy jaderným „palivem“, to znamená, že hvězda je v hlavní posloupnosti . Hmotnost hvězdy je 1,19  [8] . Takové hvězdy se vyznačují energiemi vyzařovanými z jejich vnější atmosféry při efektivní teplotě asi 6150  K [16] z tabulek VII a VIII , což jim dává charakteristickou žluto-bílou barvu.

Vzhledem k malé vzdálenosti ke hvězdě lze její poloměr měřit přímo a takový pokus byl učiněn v roce 1983 [17] . Údaje o tomto a dalších měřeních jsou uvedeny v tabulce:

Rok	název	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1983	Gliese 23A	5.20	F8V	—	1,0	[17]

Nyní víme, že takové hvězdy mají poloměr rovný 1,19  [16] z tabulek VII a VIII , to znamená, že měření bylo zcela adekvátní, ale ne dostatečně přesné. Svítivost hvězdy, vypočtená podle Stefanova-Boltzmannova zákona, je 1,82  . Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 1,34 AU  . e. , tedy o něco blíže, než se nachází asteroid Eros ke Slunci. Navíc z takové vzdálenosti by 13 Kita Aa vypadalo o 5 % menší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země – 0,47 ° [c] ( úhlový průměr našeho Slunce je 0,5 °). To však není možné, protože složka B obíhá příliš blízko hvězdného páru Aa-Ab.

Vlastnosti 13 Kita Ab

Sekundární složka 13 Ceti Ab - soudě podle její hmotnosti, která je vypočtena podle Keplerova zákonů a je rovna 0,35  [8] , se hvězda zrodila jako trpaslík spektrálního typu M . Taková hmotnost je typická pro hvězdy spektrálního typu M3V [18] . Vodík v jádru hvězdy je tedy jaderným „palivem“, to znamená, že hvězda je v hlavní posloupnosti . Takové hvězdy se vyznačují energiemi vyzařovanými z jejich vnější atmosféry při efektivní teplotě asi 3250  K [18] , což jim dává charakteristickou červenou barvu. Také takové hvězdy se vyznačují poloměrem rovným 0,39  [18] a svítivostí rovnou 0,015  [18] . Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 0,12 AU  . e. , tedy téměř 3krát blíže, než se nachází Merkur ke Slunci. Navíc z takové vzdálenosti by 13 Kita Aa vypadalo téměř 3,5krát větší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země - 1,7 ° [c] ( úhlový průměr našeho Slunce je 0,5 °).

Absolutní magnituda takových hvězd je +1,5 m , tedy zdánlivá magnituda ve vzdálenosti 69,32  sv. let bude asi 11,1 m , ale nebude viditelný, protože jeho světlo bude zcela zakryto světlem hlavní hvězdy.

Vlastnosti 13 Kita B

13 Ceti B - soudě podle hmotnosti se hvězda zrodila jako trpaslík spektrálního typu G. V současnosti je jeho spektrální typ definován jako G0V] [8] . Vodík v jádru hvězdy je tedy jaderným „palivem“, to znamená, že hvězda je v hlavní posloupnosti . Hmotnost hvězdy je téměř sluneční a rovná se 1,04  [8] . Takové hvězdy se vyznačují energiemi vyzařovanými z jejich vnější atmosféry při efektivní teplotě asi 6030  K [19] , což jim dodává charakteristickou žlutou barvu.

Vzhledem k malé vzdálenosti ke hvězdě lze její poloměr změřit přímo a takový pokus byl učiněn v roce 1983 [20] . Údaje o tomto a dalších měřeních jsou uvedeny v tabulce:

Rok	název	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1983	Gliese 23B	6.30	—	—	0,93	[dvacet]

Takové hvězdy se však vyznačují poloměrem 1,13  [19] , to znamená, že měření bylo celkem dostačující, ale ne dostatečně přesné. Svítivost hvězdy je 1,36  [19] .

Historie studia mnohosti hvězd

V roce 1877 byla hvězda 13 Ceti  poprvé pozorována jako dvojhvězda S. Burnhamem , který na základě studie relativního pohybu složek pomocí metody zdánlivé relativní pohyb. to znamená, že objevil složku AB,C a hvězdy vstoupily do katalogů jako BU 490 [d] . V roce 1886 americký astronom J. Hough vyřešil AB složku a hvězdy vstoupily do katalogů jako HO 212 [e] .

Podle Washington Catalog of Visual Binaries jsou parametry těchto komponent uvedeny v tabulce [4] [21] :

Shrneme-li všechny informace o hvězdě, můžeme říci, že hvězda 13 Cetus má alespoň jeden satelit:

• složka B, hvězda 7. magnitudy umístěná v úhlové vzdálenosti 0,3  úhlové sekundy . Hvězda si za posledních 130 let udržovala malou úhlovou vzdálenost a rotovala po eliptické dráze;
• složka C, hvězda 13. magnitudy umístěná v úhlové vzdálenosti 24,0  úhlových sekund . Hvězda má katalogové číslo UCAC3 173-1713 [22] a paralaxu , která je 1,6296 ± 0,0295  mas [23] a podle které je hvězda ve vzdálenosti asi 2000  ly. let , a proto není zahrnut do systému 13 Ceti, protože je pouze hvězdou na pozadí ležící na přímce.

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné soustavy jsou do 20 světelných let [24] od hvězdy 13 Ceti (zahrnuty jsou pouze nejbližší hvězdy, nejjasnější (<6,5 m ) a pozoruhodné hvězdy). Jejich spektrální typy jsou znázorněny na pozadí barev těchto tříd (tyto barvy jsou převzaty z názvů spektrálních typů a neodpovídají pozorovaným barvám hvězd):

V blízkosti hvězdy, ve vzdálenosti 20 světelných let , se nachází asi 15 dalších červených , oranžových trpaslíků a žlutých trpaslíků spektrální třídy G, K a M a také 3 bílí trpaslíci , kteří nebyli zahrnuti do seznamu.

Poznámky

Komentáře

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ 1 2 3 Absolutní velikost se vypočítá podle vzorce: , kde je zdánlivá velikost, je vzdálenost k objektu v pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Úhlový průměr (δ) se vypočítá pomocí vzorce: , kde R S je poloměr hvězdy, vyjádřený v a.u. ; d S je vzdálenost ke hvězdě, vyjádřená v AU.
4. ↑ BU - odkaz na katalog S. Burnhama , 490 - číslo záznamu v jeho katalogu
5. ↑ HO - odkaz na katalog J. Hougha, 212 je číslo záznamu v jeho adresáři

Zdroje

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( listopad 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.10673/071204-8 
2. ↑ 1 2 3 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A.  Katalog Tycho-2 2,5 milionu nejjasnějších hvězd  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2000. - Sv. 355 . — P.L27 . - .
3. ↑ Karataș, Y.; Bilir, S.; Eker, Z.; Demircan, O.; Liebert, J.; Hawley, S.L.; Fraser, O.; Covey, K.; Lowrance, P.; Kirkpatrick, JD; Burgasser, AJ (2004). „Kinematika chromosféricky aktivních dvojhvězd a důkazy poklesu orbitální periody v binárním vývoji“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti ]. 349 (3): 1069-1092. arXiv : astro-ph/0404219 . Bibcode : 2004MNRAS.349.1069K . DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07588.x .
4. ↑ 1 2 B.U. Ceti  . Alcyone Bright Star Katalog . Získáno 20. září 2020. Archivováno z originálu 14. března 2016.
5. ↑ 1 2 3 BU Cet  . GAISH .
6. ↑ 1 2 3 4 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An rozšířená kompilace hipparcos , Astronomy Letters  (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=2756 
7. ↑ 1 2 3 4 Základní údaje (Systém: 27  ) . D.Pourbaix .
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Katalog více hvězd (HIP => 2762  ) . A.Tokovinin.
9. ↑ * 13 Cet -- Proměnná typu RS CVn , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=BU+Cet&NbIdent=1&Radius= 2&Radius.unit= arcmin&submit=submit+id > . Staženo 9. září 2020. Archivováno 15. března 2016 na Wayback Machine   
10. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Příspěvky k projektu blízkých hvězd (NStars): Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I  (anglicky) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - S. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
11. ↑ 1 2 3 Štěstí R. E. Hojnosti ve zdejším kraji. II. F, G a K trpaslíci a podobři  (anglicky) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - S. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 – arXiv:1611.02897
12. ↑ 123 H.R. 142 . _ Katalog jasných hvězd . Získáno 20. září 2020. Archivováno z originálu dne 28. dubna 2020. (Ruština)
13. ↑ 13 Ceti  . Průvodce vesmírem .
14. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; a kol. ( 2010 ), Konvence pojmenování používané pro více hvězdných systémů a extrasolárních planet, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
15. ↑ 13 Ceti  . Internetová hvězdná databáze .
16. ↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Empirické bolometrické korekce pro hlavní posloupnost  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1981. - Listopad ( sv. 46 ). - str. 193-237 . - .
17. ↑ 1 2 položka katalogu CADARS: recno=  190 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
18. ↑ 1 2 3 4 Kaltenegger, L.; Traub, WA Transits of Earth-like Planets  //  The Astrophysical Journal  : op. vědecký časopis . - IOP Publishing , 2009. - Sv. 698 , č.p. 1 . - str. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - .
19. ↑ 1 2 3 Tabulky Kieli Star . Calstatela (2007). Archivováno z originálu 17. března 2008. (neurčitý)
20. ↑ 1 2 položka katalogu CADARS: recno=  191 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
21. ↑ HO 212 : Záznam v katalogu WDS  . Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001-2020) . Získáno 20. září 2020. Archivováno z originálu 17. března 2016.
22. ↑ UCAC3 173-1713 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401355884&Name=UCAC3%20173-1713&submit= submit > Staženo 9. září 2020.   
23. ↑ Hnědá, AGA; a kol. ( srpen 2018 ), Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na VezieR 
24. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od 13 Ceti:  (angl.) . Internetová hvězdná databáze .

Odkazy

• Obrázek 13 Kita na VizieR
• Obrázky 13 velryb na Wikisky