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 00327-0351 , PPM 102 , MAS 1823 , MAS 1823 , MAS 1823 1823 LTT 310, PLX 97, TD1 308, TYC 4675-1216-3, UBV 443, WDS J00352-0336AB

Informații în baze de date

SIMBAD

date

Sistem stelar

O stea are 3 componente,
parametrii acestora sunt prezentați mai jos:

O componentă
13 Kita Aa
Tip de	pitică albă galbenă
Amploarea aparentă	+5,6 [8]
Mărimea absolută (V)	+3,93 [ b]
Clasa spectrală	F8Ve [8]
Greutate	1,19 [8 ] M⊙
Codurile din cataloage Fl 13 Kita Aa, 13 Ceti Aa, 13 Cet Aa WDS J23317+1956Aa

Componenta Ab
13 Kita Ab
Tip de	pitica rosie
Greutate	0,35 [8 ] M⊙
Codurile din cataloage Fl 13 Kita Ab, 13 Ceti Ab, 13 Cet Ab WDS J23317+1956Ab

Componenta B
13 Kita B
Tip de	pitic galben
Amploarea aparentă	+6,3 [8]
Mărimea absolută (V)	+4,63 [ b]
Clasa spectrală	G0Ve [8]
Greutate	1,04 [8 ] M⊙
Codurile din cataloage Fl 13 Kita B, 13 Ceti B, 13 Cet B WDS J23317+1956B

Surse: [9]

Informații în Wikidata ?

13 Ceti (13 Ceti , prescurtat 13 Cet ) este o stea multiplă din constelația ecuatorială Cetus . Steaua are o magnitudine aparentă de +5,2 m [2] , iar, conform scalei Bortle , steaua este vizibilă cu ochiul liber pe cerul strălucitor suburban .

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] se știe că stelele sunt îndepărtate cu aproximativ 69,3 sv. ani ( 21,6 buc ) de la Soare. Steaua este observată la sud de 87°S. [12] , adică este vizibil pe aproape întreg teritoriul Pământului locuit , cu excepția regiunilor polare ale Antarcticii . Cel mai bun moment pentru observare este septembrie [12] .

Steaua 13 Ceti se deplasează cu o viteză medie în raport cu Soarele : viteza sa heliocentrică radială este de 9 km/s [12] , care este cu 10% mai mică decât viteza stelelor locale de pe discul galactic și înseamnă, de asemenea, că steaua se îndepărtează de Soare . Steaua 13 Ceti se apropia de Soare la o distanta de 67,3 sv. Acum 115.000 de ani , când 13 Ceti și-a crescut luminozitatea cu 0,1 m până la o valoare de 5,1 m [6] (adică steaua strălucea atunci, așa cum strălucește L² Korma acum). Pe cer, steaua se deplasează spre sud-est [13] , trecând prin sfera cerească 0,41 secunde de arc pe an.

Viteza spațială medie a lui 13 Ceti are următoarele componente (U, V, W) =(-36,3, -19,5, -13,1) [6] , ceea ce înseamnă U= −36,3 km/s (deplasându-se din centrul galactic ), V= −19,5 km/s (deplasarea contra direcției de rotație galactică) și W= −13,1 km/s (deplasarea către polul galactic sudic ).

13 Ceti ( latinizat 13 Ceti ) este denumirea lui Flamsteed . Denumirile componentelor ca 13 Ceti AB și AB, C provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) [14] .

Proprietăți ale sistemului multiplu 13 Kita

T = 2,082 zile a = 1,735 mas

T = 6,89 ani a = 0,241 ″

Denumiri: T este perioada de revoluție, a este semi- axa majoră a orbitei Ierarhia orbitelor sistemului 13 Ceti

13 Kita Aa și Ab sunt o pereche foarte îngustă de stele binare spectroscopice , în care componentele sunt separate între ele printr-o distanță unghiulară de 1,735 mas [8] , ceea ce corespunde, la o distanță de 21,6 pc , unei distanțe fizice între stele de 0,034 AU. și se învârt unul în jurul celuilalt cu o perioadă de 2,0819 zile. [8] . Orbita are excentricitate zero [8] . Epoca periastronului , adică anul în care stelele s-au apropiat la o distanţă minimă - 1973 [15] .

O pereche de stele 13 Ceti Aa,Ab are un însoțitor B, la o distanță unghiulară de 0,241 ″ [8] , care corespunde la o distanță de 21,6 pc distanței fizice dintre stele de 4,18 UA. și se învârte în jurul unui baricentru comun cu o perioadă de 6,89 ani [8] (adică aproximativ pe orbita asteroidului Thule , a cărui semi- axă majoră este de 4,27 UA ). Orbita are o excentricitate foarte mare , care este de 0,773. Astfel, componentele converg apoi la o distanță de 0,95 UA. (adică, practic pe orbita Pământului), apoi sunt îndepărtați la o distanță de 7,41 UA. (adică până la un punct la jumătatea distanței dintre Jupiter și Saturn ).

Dacă privim din partea perechii 13 Ceti Aa-Ab către satelitul 13 Ceti B, atunci vom vedea o stea galbenă care strălucește cu o luminozitate de -23,83 m , adică cu o luminozitate de 7% din soare. . În plus , dimensiunea unghiulară a stelei va fi - ~ 0,14 ° [c] , adică ~ 29% din Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ

Pe de altă parte, dacă ne uităm din partea lui 13 Cenu B la o pereche de stele 13 Cenu Aa-Ab, atunci vom vedea o stea alb-gălbuie care strălucește cu o luminozitate de -24,53 m , adică cu un luminozitate de 13% din soare , iar al doilea, steaua roșie va străluci cu o luminozitate de aproximativ -19,03 m , adică cu o luminozitate de 330 de luni pline . Dimensiunea unghiulară pentru prima stea va fi ~ 0,15 ° [c] și ~ 0,05 ° [c] pentru a doua stea, adică ~ 3 și ~ 10 ori mai mică decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ ( unghiular diametrul Soarelui nostru - 0,5 °). Parametrii mai precisi ai stelelor sunt prezentați în tabel:

	La periastron ( 0,95 AU )				La apoaster ( 7,41 AU )
	m	$L_{\bigodot }$	D° [s]	$D_{\bigodot )$ %	m	$L_{\bigodot }$	D° [s]	$D_{\bigodot )$ %
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 este magnitudinea aparentă a stelelor ; $L_{\bigodot }$ - luminozitatea, exprimată în luminozităţi ale Soarelui ; D° este diametrul unghiular al stelei exprimat în grade (diametrul unghiular al Soarelui este de 0,5°); $D_{\bigodot )$ % este diametrul stelei exprimat ca procent din diametrul Soarelui ;

Distanța unghiulară maximă dintre stele va fi de 3,7°.

Vârsta actuală a sistemului de 13 Ceti este determinată cu erori mari ca 3.6+1,8
−0,3 miliarde [6] , totuși, se știe că stelele cu masa de 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] trăiesc pe secvența principală timp de aproximativ 6,14 miliarde de ani și astfel steaua se află aproximativ la mijlocul ciclului său de viață. Când 13 Kita Aa devine pentru prima dată o gigantă roșie (și în acest stadiu își va absorbi ambii sateliți, dobândind impulsul lor unghiular și rotindu-se) și apoi, scăzând învelișurile exterioare, va deveni o pitică albă masivă . Cu toate acestea, perechea de stele Aa-Ab este suficient de apropiată pentru a interacționa în timpul evoluției ambelor stele. Este greu de spus exact ce se va întâmpla, dar transferul de masă înainte și înapoi pe măsură ce stelele se dezvoltă poate duce într-o zi la un comportament extrem de instabil.

Steaua 13 Ceti este ușor variabilă: în timpul observațiilor, luminozitatea stelei se modifică ușor, fluctuând cu 0,01 m între 3,86 m și 3,96 m [5] , fără nicio periodicitate (cel mai probabil steaua sau stelele au mai multe perioade), tipul de variabila este definită ca o variabilă de tip RS Hounds Dogs [5] . Acest tip include sisteme binare apropiate cu emisia de linii H și K Ca II în spectru , ale căror componente au activitate cromosferică crescută, determinând o variabilitate cvasi-periodică a luminozității lor cu o perioadă apropiată de perioada de revoluție . Steaua are denumirea BU Ceti , care este denumirea caracteristică a stelelor variabile .

Proprietăți 13 Kita Aa

13 Kita Aa - judecând după masa sa, steaua s-a născut ca un pitic de tip spectral F. În prezent, tipul său spectral este definit ca F8V] [8] și în acest sens steaua este similară cu Gamma Peacock . Astfel, hidrogenul din miezul unei stele este „combustibilul” nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Masa stelei este 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] . Astfel de stele sunt caracterizate de energii radiate din atmosfera lor exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 6150 K [16] din Tabelele VII și VIII , ceea ce îi conferă o culoare galben-alb caracteristică.

Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar o astfel de încercare a fost făcută în 1983 [17] . Datele despre aceasta și alte măsurători sunt date în tabel:

Raza stelei 13 Ceti Aa măsurată direct

An	Nume	m	Spectru	D ( mas )	R abs ( ) $R_{\bigodot )$	Comm.
1983	Gliese 23A	5.20	F8V	—	1.0	[17]

Știm acum că astfel de stele au o rază egală cu 1,19 $R_{\bigodot )$ [16] din Tabelele VII și VIII , adică măsurarea a fost destul de adecvată, dar nu suficient de precisă. Luminozitatea stelei, calculată conform legii Stefan-Boltzmann, este 1,82 $L_{\bigodot }$ . Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 1,34 UA . e. , adică ceva mai aproape decât este situat asteroidul Eros de Soare. Mai mult, de la o astfel de distanță, 13 Kita Aa ar părea cu 5% mai mic decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,47 ° [c] ( diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5 °). Totuși, acest lucru nu este posibil deoarece componenta B orbitează prea aproape de perechea de stele Aa-Ab.

Proprietăți 13 Kita Ab

Componenta secundară a lui 13 Ceti Ab - judecând după masa sa, care este calculată după legile lui Kepler și este egală cu 0,35 $M_{\bigodot }$ [8] , steaua s-a născut ca pitică de tip spectral M . O astfel de masă este tipică pentru stelele de tip spectral M3V [18] . Astfel, hidrogenul din miezul unei stele este „combustibilul” nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Astfel de stele se caracterizează prin energii radiate din atmosfera lor exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 3250 K [18] , ceea ce îi conferă o culoare roșie caracteristică. De asemenea, astfel de stele se caracterizează printr-o rază egală cu 0,39 $R_{\bigodot )$ [18] și o luminozitate egală cu 0,015 $L_{\bigodot }$ [18] . Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 0,12 UA . e. , adică de aproape 3 ori mai aproape decât este situat Mercur de Soare. Mai mult, de la o astfel de distanță, 13 Kita Aa ar părea de aproape 3,5 ori mai mare decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 1,7 ° [c] ( diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5 °).

Magnitudinea absolută a unor astfel de stele este de +1,5 m , astfel încât magnitudinea aparentă la o distanță de 69,32 sv. anii vor avea aproximativ 11,1 m , dar nu va fi vizibil, deoarece lumina sa va fi complet eclipsată de lumina stelei principale.

Proprietăți 13 Kita B

13 Ceti B - judecând după masa sa, steaua s-a născut ca pitică de tip spectral G. În prezent, tipul său spectral este definit ca G0V] [8] . Astfel, hidrogenul din miezul unei stele este „combustibilul” nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Masa stelei este aproape solară și este egală cu 1,04 $M_{\bigodot }$ [8] . Astfel de stele se caracterizează prin energii radiate din atmosfera lor exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 6030 K [19] , ceea ce îi conferă o culoare galbenă caracteristică.

Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar o astfel de încercare a fost făcută în 1983 [20] . Datele despre aceasta și alte măsurători sunt date în tabel:

Raza stelei 13 Ceti Aa măsurată direct

An	Nume	m	Spectru	D ( mas )	R abs ( ) $R_{\bigodot )$	Comm.
1983	Gliese 23B	6.30	—	—	0,93	[douăzeci]

Totuși, astfel de stele sunt caracterizate de o rază de 1,13 $R_{\bigodot )$ [19] , adică măsurarea a fost destul de adecvată, dar nu suficient de precisă. Luminozitatea stelei este de 1,36 $L_{\bigodot }$ [19] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

În 1877, 13 Ceti a fost observată pentru prima dată ca o stea binară de către S. Burnham , care a descoperit un însoțitor cu aproximativ opt magnitudini mai slab la o distanță unghiulară de 37,1 secunde de arc , pe baza unui studiu al mișcării relative a componentelor folosind metoda relativă aparentă. mişcare. adică a descoperit componenta AB,C iar stelele au intrat în cataloage ca BU 490 [d] . În 1886, astronomul american J. Hough a rezolvat componenta AB și stelele au intrat în cataloage ca HO 212 [e] .

Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt dați în tabelul [4] [21] :

Componentă	An	Numărul de măsurători	Unghiul de poziție	Distanța unghiulară	Mărimea aparentă a componentei I	Mărimea aparentă a componentei II
AB	1886	233	260°	0,3 inchi	5,61 m _	6,90 m
AB	2019	233	286°	0,3 inchi	5,61 m _	6,90 m
AB,C	1877	12	65°	37,1 inchi	4,91 m _	12,50 m
	1922		43°	24,5 inchi
	1999		322°	24.0 inchi

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua 13 Cetus are cel puțin un satelit:

componenta B, o stea de magnitudinea a 7-a situată la o distanță unghiulară de 0,3 secunde de arc . Steaua și-a menținut o distanță unghiulară mică în ultimii 130 de ani și ceva, rotindu-se pe o orbită eliptică;
componenta C, o stea de magnitudinea a 13-a situată la o distanță unghiulară de 24,0 secunde de arc . Steaua are numărul de catalog UCAC3 173-1713 [22] și paralaxa , care este de 1,6296 ± 0,0295 mas [23] și conform căreia steaua se află la o distanță de aproximativ 2000 ly. ani și, în consecință, nu este inclusă în sistemul 13 Ceti, fiind doar o vedetă de fundal întinsă pe raza vizuală.

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o rază de 20 de ani lumină [24] de steaua 13 Ceti (sunt incluse doar stea cea mai apropiată, cea mai strălucitoare (<6,5 m ) și stele notabile). Tipurile lor spectrale sunt afișate pe fundalul culorilor acestor clase (aceste culori sunt preluate din numele tipurilor spectrale și nu corespund culorilor observate ale stelelor):

Stea	Clasa spectrală	Distanta, St. ani
HD 4256	K2V	7,89
HD 1461	G0VC	10.93
FI China	G2-3V	10.99
6 Kita	F8VFe−0,8CH−0,5	16.59
Phi² Kita	F7V	19.98

În apropierea stelei, la o distanță de 20 de ani lumină , mai există aproximativ 15 pitici roșii , portocalii și galbene din clasa spectrală G, K și M, precum și 3 pitice albe care nu au fost incluse în listă.

Note

Comentarii

↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
↑ 1 2 3 Mărimea absolută se calculează cu formula: , unde este mărimea aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $m$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d S este distanța până la stea, exprimată în AU.
↑ BU - link la catalogul lui S. Burnham , 490 - numărul de intrare în catalogul său
↑ HO - link către catalogul lui J. Hough, 212 este numărul intrării din directorul său

Surse

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noiembrie 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004:270763:
↑ 1 2 3 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. Catalogul Tycho-2 al celor 2,5 milioane de stele cele mai strălucitoare // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2000. - Vol. 355 . — P.L27 . - Cod biblic .
↑ Karataș, Y.; Bilir, S.; Eker, Z.; Demircan, O.; Liebert, J.; Hawley, S.L.; Fraser, O.; Covey, K.; Lowrance, P.; Kirkpatrick, JD; Burgasser, AJ (2004). „Cinematica binarelor active cromosferic și dovezi ale unei scăderi a perioadei orbitale în evoluția binară”. Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie ]. 349 (3): 1069-1092. arXiv : astro-ph/0404219 . Cod biblic : 2004MNRAS.349.1069K . DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07588.x .
↑ 1 2 B.U. Ceti . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 20 septembrie 2020. Arhivat din original la 14 martie 2016.
↑ 1 2 3 BU Cet . GAISH .
↑ 1 2 3 4 Anderson, E. & Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=2756
↑ 1 2 3 4 Date de bază (Sistem: 27 ) . D.Pourbaix .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Multiple Star Catalog (HIP => 2762 ) . A.Tokovinin.
↑ * 13 Cet -- Variabila de tip 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 > . Preluat 9 septembrie 2020. Arhivat 15 martie 2016 la Wayback Machine
↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - P. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
↑ 1 2 3 Noroc R. E. Abundențe în regiunea locală. II. Pitici și subgiganți F, G și K (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - P. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
↑ 123 H.R. 142. _ _ Catalogul Stelelor Luminoase . Preluat la 20 septembrie 2020. Arhivat din original la 28 aprilie 2020. (Rusă)
↑ 13 Ceti . Ghidul Universului .
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Despre convenția de numire utilizată pentru mai multe sisteme stelare și planete extrasolare, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ 13 Ceti . Internet Stellar Database .
↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Corecții bolometrice empirice pentru secvența principală // Astronomie și Astrofizică : jurnal . - 1981. - Noiembrie ( vol. 46 ). - P. 193-237 . - Cod biblic .
↑ 1 2 CADARS intrare catalog: recno= 190 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ 1 2 3 4 Kaltenegger, L.; Traub, WA Tranzitele planetelor asemănătoare Pământului // The Astrophysical Journal : op. științific revista . - Editura IOP , 2009. - Vol. 698 , nr. 1 . - P. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - Cod biblic .
↑ 1 2 3 Tabele Kieli Star . Calstatala (2007). Arhivat din original pe 17 martie 2008. (nedefinit)
↑ 1 2 CADARS intrare catalog: recno= 191 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ HO 212 : Intrare catalog WDS . Catalogul Washington Visual Double Star (Mason+ 2001-2020) . Preluat la 20 septembrie 2020. Arhivat din original la 17 martie 2016.
↑ 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 > . Preluat la 9 septembrie 2020.
↑ Brown, AGA; et al. ( august 2018 ), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties , Astronomy & Astrophysics (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 record for this source at VizieR
↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de 13 Ceti: (ing.) . Internet Stellar Database .

Link -uri

Imaginea 13 Kita pe VizieR
Imagini cu 13 balene la Wikisky

Stele din constelația Cetus
Bayer	α β γd:Q15819 δd:Q2717968 εd:Q1748880 ζd:Q810765 η θd:Q957301 vd:Q15821 κ¹ κ²d:Q3600236 λd:Q579339 μd:Q3178451 vd:Q3178050 ξ¹d:Q4021803 ξ²d:Q4021800 ο πd:Q2609205 pd:Q1748979 σd:Q953522 τ υ¹d:Q2717978 υ²d:Q766493 φ¹d:Q3901309 φ² φ³d:Q3901308 φ⁴d:Q3901310 χd:Q1748878
Flamsteed	unud:Q3597939 2d:Q3598713 3d:Q2812029 6 7d:Q3599856 optd:Q15821 9 zeced:Q3596929 unsprezeced:Q66610991 12d:Q3597310 13 paisprezece cincisprezeced:Q3597598 16 17d:Q3901309 optsprezeced:Q541212 19 douăzecid:Q3598071 21d:Q3598103 22d:Q3901308 23d:Q3901310 25d:Q3598282 26d:Q3598416 27d:Q3598569 28d:Q3598662 29d:Q3598696 treizecid:Q3598826 31 32d:Q3598875 33d:Q3598890 34d:Q3598906 35d:Q66491584 36d:Q66491587 37d:Q74705175 38d:Q3598957 39d:Q3598979 40d:Q66491590 41d:Q66481617 42d:Q3599092 43d:Q3599111 44d:Q3599118 45d:Q957301 46d:Q3178308 47d:Q3177947 48d:Q3599166 49 cincizecid:Q3178112 52 53d:Q1748878 55d:Q810765 56d:Q766493 57d:Q3178344 58d:Q3599432 59d:Q2717978 60d:Q3177919 61d:Q76495433 62d:Q66610999 63d:Q3177957 64d:Q3178103 65d:Q4021803 66d:Q67622051 67d:Q3177927 68 69d:Q3178294 70d:Q3178100 71d:Q676794 72d:Q1748979 73d:Q4021800 75 76d:Q953522 77d:Q3178337 78d:Q3178050 79 80d:Q3178327 81 82d:Q2717968 83d:Q1748880 84d:Q954086 86d:Q15819 87d:Q3178451 89d:Q2609205 91d:Q579339 92 93d:Q3178413 94 95d:Q3178290 96 97d:Q3600236 25 Arid:Q4632152
Variabile	Rd:Q31899397 Sd:Q31899432 Td:Q3979900 Ud:Q12777960 Vd:Q31899440 Wd:Q11172758 Xd:Q31899457 Zd:Q31899458 UV VZ X Yd:Q12066831 YZ Z Zd:Q3750790 ABd:Q3780602 ANUNȚd:Q3600606 AEd:Q3599856 ARd:Q3780472 AVd:Q3599118 AYd:Q3598979 BBd:Q12068880 î.Hrd:Q12069558 FI BGd:Q6655659 BKd:Q3780454 BL BNd:Q12065194 BSd:Q12066346 BU b.w.d:Q12070825 BX CDd:Q5736955 CFd:Q3781011 CId:Q12065226 DK EHd:Q3780671 EId:Q12066882 ELd:Q3717389 EX EZd:Q3667339 FRd:Q676794
sisteme planetare	75 Kita 79 Kita 81 Kita 94 Kita BD-17°63d:Q3269937 CD Chinad:Q5736955 HD 360d:Q3780939 HD 984d:Q66548329 HD 1461 HD 1666d:Q81559151 HD 1690 HD 2638d:Q1194679 HD 4732d:Q3781155 HD 4917d:Q88558980 HD 5319 HD 6718 HD 7449 HD 9174d:Q81558592 HD 11506 HD 11964 HD 224693d:Q1196026 HIP 5158 HIP 11915 K2-148d:Q89215625 K2-203d:Q77933449 K2-204d:Q77932424 K2-205d:Q77933789 K2-206d:Q77934624 K2-207d:Q77935515 K2-208d:Q77936725 K2-209d:Q92735137 K2-210d:Q87006405 K2-211d:Q77935100 LHS 1140 NGTS-11d:Q91617830 TOI-852d:Q84550096 TOI-2406d:Q87210565 TOI-2411d:Q85023471 TOI-2445d:Q113704506 WASP-20 WASP-26 WASP-44 WASP-53 WASP-71 WASP-77 WASP-136 WASP-137d:Q91667307 WASP-138d:Q67844357 WASP-147d:Q89157608 WASP-156d:Q87617516 WASP-158d:Q88130675 YZ China Gliese 3072d:Q80697418 Gliese 3138d:Q67856868 balena tau Această balenă
Alte	GJ 1002 HD 156 HD 189 HD 203 HD 233 HD 334 HD 361 HD 392 HD 1205 HD 1388 HD 15115 HIP 11952 LP 768-500 WHL0137-LS
Lista stelelor din constelația Cetus