14 Kita

14 Ceti ( ang.  14 Ceti ) je jediná [10] hvězda v rovníkovém souhvězdí Cetus . Za dobrých povětrnostních podmínek je slabě viditelná pouhým okem a má zdánlivou velikost 5,84. [2] Vzdálenost ke 14 Ceti lze odhadnout z jednoleté paralaxy 17,26 msd , [1] což odpovídá vzdálenosti 189 světelných let . Hvězda se vzdaluje od Slunce rychlostí +11 km/s [3] . [7]

Gray (1989) a Hawke a Swift [6]5][F - F5 V.spektrálního typuposloupnosti hlavní(1999) klasifikovali tuto hvězdu jako hvězdu podobrů , F5 IV. [11] Absolutní velikost a efektivní teplota jsou takové, že hvězda spadne do Hertzsprungovy mezery , obsazené hvězdami, které vyčerpaly vodík v jádře a ještě nepodporují spalování vodíku ve slupce kolem jádra. [deset]

Modely vývoje hvězd odhadují stáří hvězdy na asi 2,1 [8]  miliard let s hmotností 1,6 [2] hmotnosti Slunce. Poloměr hvězdy převyšuje sluneční 2,6krát [2] , svítivost převyšuje svítivost Slunce 10,7 [2] krát při efektivní teplotě fotosféry cca 6583 K. [8] Je zde tenký konvektivní skořápka blízko povrchu hvězdy . [2] Hvězda má ve srovnání se Sluncem nízkou abundanci ( kovovost ) prvků hmotnějších než helium. [8] Průmět rychlosti rotace je poměrně nízký, 5 km/s, ale protože úhel sklonu rovníku k přímce není znám, přesná hodnota rychlosti rotace není určena. [2]

14 Kita má radiační sílu v oblasti rentgenového záření 0,33⋅10 30  erg s −1 , což odpovídá hranici třídy F5. Korona a chromosféra hvězdy vykazují známky magnetického pole , síla na povrchu hvězdy je 30 gaussů, jak ukázala měření v roce 2009. Je to jediná známá hvězda spektrálního typu mezi F0 a F7, u které byl nalezen Zeemanův jev . Existují dvě vysvětlení přítomnosti magnetického pole: buď se hvězda otáčí velmi rychle a funguje dynamo mechanismus, nebo je hvězda hvězdou Ap v raném stádiu evoluce. [10] Vlastnosti aktivity hvězdy jsou takové, že pravděpodobnější je druhé vysvětlení. [12]

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, AGA a kol. Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2018. - Srpen ( vol. 616 ). — P.A1 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833051 . — . - arXiv : 1804.09365 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Aurière, M.; Konstantinová-Antová, R.; Charbonnel, C. & Wade, GA (únor 2015), Magnetická pole na povrchu aktivních jednotlivých obrů GK , Astronomy & Astrophysics T. 574: 30, A90 , DOI 10.1051/0004-6361/201424579 
3. ↑ 1 2 Gontcharov, GA (listopad 2006), Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35495 Hipparcosových hvězd ve společném systému , Astronomy Letters sv. 32 (11): 759–771 , DOI 10.1137/S310661 
4. ↑ Holmberg, J.; Nordstrom, B. & Andersen, J. (červenec 2009), The Geneva-Copenhagen survey of the solar near. III. Zlepšené vzdálenosti, věky a kinematika , Astronomy and Astrophysics vol. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191 
5. ↑ 1 2 Gray, RO (1989), Rozšíření systému spektrální klasifikace MK na střední populaci hvězd typu II F , Astronomical Journal vol . 98 (3): 1049–1062 , DOI 10.1086/115195 
6. ↑ 1 2 Houk, N. & Swift, C. (1999), Michiganský katalog dvourozměrných spektrálních typů pro hvězdy HD , sv. 5, Ann Arbor, Michigan: Katedra astronomie, University of Michigan 
7. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An rozšířená kompilace hipparcos , Astronomy Letters vol . 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bensby, T.; Feltzing, S. & Oey, MS (2014), Zkoumání hvězdného disku Mléčné dráhy. Podrobná studie elementární abundance 714 F a G trpasličích hvězd v sousedství Slunce , Astronomy & Astrophysics T. 562 (A71): 28 , DOI 10.1051/0004-6361/201322631 
9. ↑ Baliunas S., Sokoloff D. , Brzy W. Magnetické pole a rotace v nižších hvězdách hlavní posloupnosti: Empirický vztah magnetických bodů závislých na čase?  (anglicky) // Astrophys. J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1996. - Sv. 457, Iss. 2. - S. 99–102. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/309891
10. ↑ 1 2 3 Aurière, M.; Konstantinová-Antová, R.; Petit, P. & Charbonnel, C. (červenec 2012), 14 Ceti: pravděpodobný potomek hvězdy Ap vstupující do mezery Hertzsprung , Astronomy & Astrophysics T. 543: 6, A118 , DOI 10.10251/0004-6129361/ 
11. ↑ Hoffleit, D. & Warren, W.H., Jr. (listopad 1995), Bright Star Catalog (5. revidované vydání) 
12. ↑ Aurière, M.; Lignieres, F.; Konstantinova-Antova, R. & Charbonnel, C. (listopad 2014), Potomci magnetických a nemagnetických hvězd typu A, in Mathys, G.; Griffin, E. & Kochukhov, O. et al., Uvedení hvězd do kontextu: Evoluce, životní prostředí a příbuzné hvězdy, sborník z mezinárodní konference konané ve dnech 3. až 7. června 2013 na Moskevské státní univerzitě MV Lomonosova v Moskvě, Rusko , Moskva: Pero, s. 444–450