14 Kita

14 Ceti ( ing.  14 Ceti ) este o singură [10] stea din constelația ecuatorială Cetus . Puțin vizibil cu ochiul liber în condiții meteorologice bune, are o magnitudine aparentă de 5,84. [2] Distanța până la 14 Ceti poate fi estimată dintr-o paralaxă de un an de 17,26 msd , [1] care corespunde unei distanțe de 189 de ani lumină . Steaua se îndepărtează de Soare cu o viteză de +11 km/s [3] . [7]

Gray (1989) și Hawke și Swift [6]5][F - F5 V.de tip spectralprincipalăsecvență (1999) au clasificat această stea ca o subgiganților , F5 IV. [11] Mărimea absolută și temperatura efectivă sunt astfel încât steaua cade în golul Hertzsprung , ocupat de stele care au epuizat hidrogenul din miez și nu susțin încă arderea hidrogenului din învelișul din jurul miezului. [zece]

Modelele de evoluție stelară estimează vârsta stelei la aproximativ 2,1 [8]  miliarde de ani, cu o masă de 1,6 [2] mase solare. Raza stelei o depășește pe cea solară de 2,6 ori [2] , iar luminozitatea depășește luminozitatea Soarelui de 10,7 [2] ori la o temperatură efectivă a fotosferei de aproximativ 6583 K. [8] Există o rază subțire. înveliș convectiv lângă suprafața stelei . [2] Steaua are o abundență scăzută ( metalicitate ) de elemente mai masive decât heliul în comparație cu Soarele. [8] Proiecția vitezei de rotație este destul de mică, de 5 km/s, dar întrucât unghiul de înclinare al ecuatorului față de linia de vedere este necunoscut, valoarea exactă a vitezei de rotație nu este determinată. [2]

14 Kita are o putere de radiație în domeniul de raze X de 0,33⋅10 30  erg s −1 , ceea ce corespunde limitei clasei F5. Corona și cromosfera stelei prezintă semne ale unui câmp magnetic , puterea de pe suprafața stelei este de 30 gauss, așa cum arată măsurătorile din 2009. Este singura stea cunoscută de tip spectral între F0 și F7 în care a fost găsit efectul Zeeman . Există două explicații pentru prezența unui câmp magnetic: fie steaua se rotește foarte repede și funcționează un mecanism dinam, fie steaua este o stea Ap într-un stadiu incipient al evoluției. [10] Proprietățile activității stelei sunt de așa natură încât a doua explicație este mai probabilă. [12]

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, AGA și colab. Gaia Data Release 2: Rezumatul conținutului și proprietăților studiului  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - EDP Sciences , 2018. - August ( vol. 616 ). — P.A1 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833051 . — Cod biblic . - arXiv : 1804.09365 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Aurière, M.; Konstantinova-Antova, R.; Charbonnel, C. & Wade, GA (februarie 2015), Câmpurile magnetice la suprafața giganților GK unici activi , Astronomie și astrofizică T. 574: 30, A90 , DOI 10.1051/0004-6361/201424579 
3. ↑ 1 2 Gontcharov, GA (noiembrie 2006), Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35495 Hipparcos stars in a common system , Astronomy Letters vol. 32 (11): 759–771 , DOI 10.1134/S1063173 
4. ↑ Holmberg, J.; Nordstrom, B. & Andersen, J. (iulie 2009), Studiul Geneva-Copenhaga al cartierului solar. III. Distanțe, vârste și cinematică îmbunătățite , Astronomie și Astrofizică vol. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191 
5. ↑ 1 2 Gray, RO (1989), Extinderea sistemului de clasificare spectrală MK la populația intermediară stele de tip II F , Astronomical Journal vol . 98 (3): 1049–1062 , DOI 10.1086/115195 
6. ↑ 1 2 Houk, N. & Swift, C. (1999), Michigan catalog of two-dimensional spectral types for the HD Stars , voi. 5, Ann Arbor, Michigan: Departamentul de Astronomie, Universitatea din Michigan 
7. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, cap. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters vol . 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bensby, T.; Feltzing, S. și Oey, MS (2014), Explorarea discului stelar al Căii Lactee. Un studiu detaliat al abundenței elementare a 714 stele pitice F și G din vecinătatea solară , Astronomy & Astrophysics T. 562 (A71): 28 , DOI 10.1051/0004-6361/201322631 
9. ↑ Baliunas S., Sokoloff D. , Soon W. Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?  (engleză) // Astrophys. J. / E. Vishniac - Editura IOP , 1996. - Vol. 457, Iss. 2. - P. 99–102. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/309891
10. ↑ 1 2 3 Aurière, M.; Konstantinova-Antova, R.; Petit, P. & Charbonnel, C. (iulie 2012), 14 Ceti: un probabil Ap-star-descendant entering the Hertzsprung gap , Astronomy & Astrophysics T. 543: 6, A118 , DOI 10.1051/0004-6361/324 
11. ↑ Hoffleit, D. și Warren, W.H., Jr. (noiembrie 1995), Bright Star Catalog (a cincea ediție revizuită) 
12. ↑ Aurière, M.; Lignieres, F.; Konstantinova-Antova, R. & Charbonnel, C. (noiembrie 2014), Descendants of magnetic and non-magnetic A-type stars, în Mathys, G.; Griffin, E. & Kochukhov, O. et al., Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars, Actele conferinței internaționale desfășurate în perioada 3-7 iunie 2013 la Moscova MV Lomonosov State University din Moscova, Rusia , Moscova: Pero, p. 444–450