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 1 SA24 P 2CR 8M 02 PM 3 2 3 2 3 3 2 3 2 LTT 310, PLX 97, TD1 308, TYC 4675-1216-3, UBV 443, WDS J00352-0336AB

Information i databaser

SIMBAD

data

Stjärnsystem

En stjärna har 3 komponenter.
Deras parametrar presenteras nedan:

En komponent
13 Kita Aa
Sorts	gul vit dvärg
Skenbar storlek	+5,6 [8]
Absolut magnitud (V)	+3,93 [ b]
Spektralklass	F8Ve [8]
Vikt	1,19 [8 ] M⊙
Koder i kataloger Fl 13 Kita Aa, 13 Ceti Aa, 13 Cet Aa WDS J23317+1956Aa

Ab komponent
13 Kita Ab
Sorts	röd dvärg
Vikt	0,35 [8 ] M⊙
Koder i kataloger Fl 13 Kita Ab, 13 Ceti Ab, 13 Cet Ab WDS J23317+1956Ab

Komponent B
13 Kita B
Sorts	gul dvärg
Skenbar storlek	+6,3 [8]
Absolut magnitud (V)	+4,63 [ b]
Spektralklass	G0Ve [8]
Vikt	1,04 [8 ] M⊙
Koder i kataloger Fl 13 Kita B, 13 Ceti B, 13 Cet B WDS J23317+1956B

Källor: [9]

Information i Wikidata ?

13 Ceti (13 Ceti , förkortat 13 Cet ) är en flerfaldig stjärna i den ekvatoriska stjärnbilden Cetus . Stjärnan har en skenbar magnitud på +5,2 m [2] , och enligt Bortle-skalan är stjärnan synlig för blotta ögat på den ljusa förortshimlen .

Från mätningar av parallax erhållna under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnorna avlägsnas med cirka 69,3 sv. år ( 21,6 st ) från solen . Stjärnan observeras söder om 87°S. [12] , det vill säga det är synligt på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för de polära områdena i Antarktis . Den bästa tiden för observation är september [12] .

Stjärnan 13 Ceti rör sig med en medelhastighet i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är 9 km/s [12] , vilket är 10 % mindre än hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan rör sig bort från solen . Stjärnan 13 Ceti närmade sig solen på ett avstånd av 67,3 sv. För 115 000 år sedan , när 13 Ceti ökade sin ljusstyrka med 0,1 m till ett värde av 5,1 m [6] (det vill säga stjärnan lyste då, som L² Korma lyser nu). På himlen rör sig stjärnan mot sydost [13] , och passerar genom himmelssfären 0,41 bågsekunder per år.

Den genomsnittliga rumshastigheten på 13 Ceti har följande komponenter (U, V, W) =(-36,3, -19,5, -13,1) [6] , vilket betyder U= −36,3 km/s (rör sig från det galaktiska centrumet ), V= −19,5 km/s (rör sig mot den galaktiska rotationsriktningen) och W= −13,1 km/s (rör sig mot den sydgalaktiska polen ).

13 Ceti ( latiniserad 13 Ceti ) är Flamsteeds beteckning . Beteckningarna för komponenterna som 13 Ceti AB och AB, C följer av den konvention som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) för stjärnsystem och antagen av International Astronomical Union (IAU) [14] .

Egenskaper för multipelsystemet 13 Kita

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

T = 6,89 år a = 0,241 ″

Beteckningar: T är revolutionens period, a är omloppsbanans halvstora axel Hierarki av systemets banor 13 Ceti

13 Kita Aa och Ab är ett mycket smalt par spektroskopiska dubbelstjärnor , i vilka komponenterna är separerade från varandra med ett vinkelavstånd på 1,735 mas [8] , vilket på ett avstånd av 21,6 pc motsvarar ett fysiskt avstånd mellan stjärnor på 0,034 AU. och kretsar runt varandra med en period på 2,0819 dagar. [8] . Banan har noll excentricitet [8] . Periastronepoken , det vill säga året då stjärnorna närmade sig på ett minsta avstånd - 1973 [15] .

Ett par stjärnor 13 Ceti Aa,Ab har en följeslagare B, på ett vinkelavstånd av 0,241 ″ [8] , vilket på ett avstånd av 21,6 pc motsvarar det fysiska avståndet mellan stjärnorna på 4,18 AU. och den kretsar kring ett gemensamt barycentrum med en period av 6,89 år [8] (det vill säga ungefär i omloppsbanan för asteroiden Thule , vars halvstora axel är 4,27 AU ). Banan har en mycket stor excentricitet , som är 0,773. Således konvergerar komponenterna sedan på ett avstånd av 0,95 AU. (det vill säga praktiskt taget in i jordens omloppsbana), sedan avlägsnas de till ett avstånd av 7,41 AU. (det vill säga till en punkt halvvägs mellan Jupiter och Saturnus ).

Om vi tittar från sidan av paret 13 Ceti Aa-Ab till satelliten 13 Ceti B, så kommer vi att se en gul stjärna som lyser med en ljusstyrka på -23,83 m , det vill säga med en ljusstyrka på 7% av solen . Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek att vara - ~ 0,14 ° [c] , det vill säga ~ 29 % av vår sol , som vi ser den från jorden

Å andra sidan, om vi tittar från sidan av 13 Cenu B på ett par stjärnor 13 Cenu Aa-Ab, så kommer vi att se en vit-gul stjärna som lyser med en ljusstyrka på -24,53 m , det vill säga med en ljusstyrka på 13% av solen , och den andra kommer den röda stjärnan att lysa med en ljusstyrka på cirka -19,03 m , det vill säga med en ljusstyrka på 330 fullmånar . Vinkelstorleken för den första stjärnan kommer att vara ~ 0,15 ° [c] och ~ 0,05 ° [c] för den andra stjärnan, det vill säga ~ 3 och ~ 10 gånger mindre än vår sol , som vi ser den från jorden ( vinkeln diametern på vår sol - 0,5 °). Mer exakta parametrar för stjärnorna ges i tabellen:

	Vid periastron ( 0,95 AU )				Vid apoaster ( 7,41 AU )
	m	$L_{\bigodot }$	D° [s]	${\displaystyle D_{\bigodot ))$ %	m	$L_{\bigodot }$	D° [s]	${\displaystyle D_{\bigodot ))$ %
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 är den skenbara stjärnstorleken ; $L_{\bigodot }$ - Ljusstyrka, uttryckt i solens ljusstyrka ; D° är stjärnans vinkeldiameter uttryckt i grader ( solens vinkeldiameter är 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot ))$ % är stjärnans diameter uttryckt i procent av solens diameter ;

Det maximala vinkelavståndet mellan stjärnorna kommer att vara 3,7°.

Den nuvarande åldern för 13 Ceti-systemet bestäms med stora fel som 3,6+1,8
-0,3 miljarder [6] , däremot är det känt att stjärnor med massan 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] lever på huvudsekvensen i cirka 6,14 miljarder år, och därmed är stjärnan ungefär mitt i sin livscykel. När 13 Kita Aa först blir en röd jätte , (och i detta skede kommer den att absorbera båda sina satelliter, få deras vinkelmomentum och snurra) och sedan, släppa sina yttre skal, kommer den att bli en massiv vit dvärg . Men Aa-Ab-stjärnparet är tillräckligt nära för att interagera under utvecklingen av båda stjärnorna. Det är svårt att säga exakt vad som kommer att hända, men överföring av massa fram och tillbaka när stjärnor utvecklas kan en dag leda till ett mycket instabilt beteende.

Stjärnan 13 Ceti varierar något: under observationer ändras stjärnans ljusstyrka något, fluktuerar med 0,01 m mellan 3,86 m och 3,96 m [5] , utan någon periodicitet (mest troligt har stjärnan eller stjärnorna flera perioder), typen av variabeln definieras som en variabel av typen RS Hounds Dogs [5] . Denna typ inkluderar nära binära system med emission av H- och K Ca II-linjer i spektrumet , vars komponenter har ökad kromosfärisk aktivitet, vilket orsakar kvasi-periodisk variation av deras ljusstyrka med en period nära rotationsperioden . Stjärnan har beteckningen BU Ceti , vilket är beteckningen som är karakteristisk för variabla stjärnor .

Egenskaper 13 Kita Aa

13 Kita Aa - att döma av dess massa föddes stjärnan som en dvärg av spektraltyp F. För närvarande är dess spektraltyp definierad som F8V] [8] och i denna liknar stjärnan Gamma Peacock . Således är väte i kärnan av en stjärna kärn-"bränslet", det vill säga stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnans massa är 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] . Sådana stjärnor kännetecknas av utstrålade energier från deras yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6150 K [16] enligt tabell VII och VIII , vilket ger den en karakteristisk gul-vit färg.

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och ett sådant försök gjordes 1983 [17] . Data om denna och andra mätningar ges i tabellen:

Radie av stjärnan 13 Ceti Aa uppmätt direkt

År	namn	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
1983	Gliese 23A	5,20	F8V	—	1.0	[17]

Vi vet nu att sådana stjärnor har en radie lika med 1,19 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [16] i tabellerna VII och VIII , det vill säga mätningen var ganska adekvat, men inte tillräckligt exakt. Stjärnans ljusstyrka , beräknad enligt Stefan-Boltzmann-lagen, är 1,82 $L_{\bigodot }$ . För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 1,34 AU . e. , det vill säga något närmare än asteroiden Eros är belägen solen. Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle 13 Kita Aa se 5% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,47 ° [c] ( vår sols vinkeldiameter är 0,5 °). Detta är dock inte möjligt eftersom B-komponenten kretsar för nära Aa-Ab-stjärnparet.

Egenskaper 13 Kita Ab

Den sekundära komponenten av 13 Ceti Ab - att döma av dess massa, som beräknas enligt Keplers lagar och är lika med 0,35 $M_{\bigodot }$ [8] , föddes stjärnan som en dvärg av spektraltyp M . En sådan massa är typisk för stjärnor av spektraltypen M3V [18] . Således är väte i kärnan av en stjärna kärn-"bränslet", det vill säga stjärnan är på huvudsekvensen . Sådana stjärnor kännetecknas av utstrålade energier från deras yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 3250 K [18] , vilket ger den en karakteristisk röd färg. Sådana stjärnor kännetecknas också av en radie lika med 0,39 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [18] och en ljusstyrka lika med 0,015 $L_{\bigodot }$ [18] . För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 0,12 AU . e. , det vill säga nästan 3 gånger närmare än Merkurius ligger solen. Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle 13 Kita Aa se nästan 3,5 gånger större ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 1,7, ° [c] ( vår sols vinkeldiameter är 0,5 °).

Den absoluta magnituden för sådana stjärnor är +1,5 m , alltså den skenbara magnituden på ett avstånd av 69,32 sv. år kommer att vara cirka 11,1 m , men det kommer inte att vara synligt, eftersom dess ljus kommer att översköljas helt av huvudstjärnans ljus.

Egenskaper 13 Kita B

13 Ceti B - att döma av dess massa föddes stjärnan som en dvärg av spektraltyp G. För närvarande är dess spektraltyp definierad som G0V] [8] . Således är väte i kärnan av en stjärna kärn-"bränslet", det vill säga stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnans massa är nästan solar och är lika med 1,04 $M_{\bigodot }$ [8] . Sådana stjärnor kännetecknas av utstrålade energier från deras yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6030 K [19] , vilket ger den en karakteristisk gul färg.

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och ett sådant försök gjordes 1983 [20] . Data om denna och andra mätningar ges i tabellen:

Radie av stjärnan 13 Ceti Aa uppmätt direkt

År	namn	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
1983	Gliese 23B	6.30	—	—	0,93	[tjugo]

Sådana stjärnor kännetecknas dock av en radie på 1,13 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [19] , det vill säga mätningen var ganska tillräcklig, men inte tillräckligt exakt. Stjärnans ljusstyrka är 1,36 $L_{\bigodot }$ [19] .

Historia om studiet av stjärnmångfald

År 1877 observerades 13 Ceti först som en dubbelstjärna av S. Burnham , som upptäckte en följeslagare omkring åtta magnituder svagare på ett vinkelavstånd av 37,1 bågsekunder , baserat på en studie av komponenternas relativa rörelse med hjälp av metoden för skenbar relativitet rörelse. det vill säga, han upptäckte komponenten AB,C och stjärnorna kom in i katalogerna som BU 490 [d] . År 1886, den amerikanske astronomen J. Houghlöste AB-komponenten och stjärnorna kom in i katalogerna som HO 212 [e] .

Enligt Washington Catalog of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [4] [21] :

Komponent	År	Antal mätningar	Positionsvinkel	Vinkelavstånd	Skenbar storlek på komponent I	Skenbar storlek på komponent II
AB	1886	233	260°	0,3 tum	5,61 m _	6,90 m
AB	2019	233	286°	0,3 tum	5,61 m _	6,90 m
AB,C	1877	12	65°	37,1 tum	4,91 m _	12,50 m
	1922		43°	24,5 tum
	1999		322°	24,0 tum

Om vi sammanfattar all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan 13 Cetus har minst en satellit:

komponent B, en stjärna med 7:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 0,3 bågsekunder . Stjärnan har bibehållit ett litet vinkelavstånd under de senaste 130 åren eller så och roterat i en elliptisk bana;
komponent C, en stjärna med storleken 13 belägen på ett vinkelavstånd av 24,0 bågsekunder . Stjärnan har katalognumret UCAC3 173-1713 [22] och parallax , vilket är 1,6296 ± 0,0295 mas [23] och enligt vilket stjärnan befinner sig på ett avstånd av cirka 2000 ly. år och är följaktligen inte inkluderad i 13 Ceti-systemet, eftersom det bara är en bakgrundsstjärna som ligger på siktlinjen.

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [24] från stjärnan 13 Ceti (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<6,5 m ) och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Stjärna	Spektralklass	Avstånd, St. år
HD 4256	K2V	7,89
HD 1461	G0VC	10,93
VARA Kina	G2-3V	10,99
6 Kita	F8VFe−0,8CH−0,5	16.59
Phi² Kita	F7V	19,98

Nära stjärnan, på ett avstånd av 20 ljusår , finns det cirka 15 fler röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M, samt 3 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

Kommentarer

↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
↑ 1 2 3 Den absoluta magnituden beräknas med formeln: , där är den skenbara magnituden, är avståndet till objektet i pc , 10 pc $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $m$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Vinkeldiametern (δ) beräknas med formeln: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a.u. ; d S är avståndet till stjärnan, uttryckt i AU.
↑ BU - länk till S. Burnhams katalog , 490 - ingångsnummer i hans katalog
↑ HO - länk till J. Houghs katalog, 212 är numret på posten i dess katalog

Källor

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validation of the new Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:2078:2078
↑ 1 2 3 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. Tycho -2-katalogen över de 2,5 miljoner ljusstarkaste stjärnorna // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2000. - Vol. 355 . — P.L27 . - .
↑ Karataș, Y.; Bilir, S.; Eker, Z.; Demircan, O.; Liebert, J.; Hawley, S.L.; Fraser, O.; Covey, K.; Lowrance, P.; Kirkpatrick, JD; Burgasser, AJ (2004). "Kinematik för kromosfäriskt aktiva binärer och bevis på en minskning av omloppsperioden i binär evolution". Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society ]. 349 (3): 1069-1092. arXiv : astro-ph/0404219 . Bibcode : 2004MNRAS.349.1069K . DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07588.x .
↑ 1 2 B.U. Ceti . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 20 september 2020. Arkiverad från originalet 14 mars 2016.
↑ 1 2 3 BU Cet . GAISH .
↑ 1 2 3 4 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=2756
↑ 1 2 3 4 Grunddata (System: 27 ) . D.Pourbaix .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Katalog med flera stjärnor (HIP => 2762 ) . A. Tokovinin.
↑ * 13 Cet -- Variabel av RS CVn-typ , 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 > . Hämtad 9 september 2020. Arkiverad 15 mars 2016 på 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 (engelska) // 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 Tur R. E. Överflöd i den lokala regionen. II. F, G och K dvärgar och underjättar (engelska) // 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
↑ 123 H.R. 142 . _ Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 20 september 2020. Arkiverad från originalet 28 april 2020. (ryska)
↑ 13 Ceti . Universum guide .
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Om namnkonventionen som används för flera stjärnsystem och extrasolära planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ 13 Ceti . Internet Stellar Database .
↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Empiriska bolometriska korrigeringar för huvudsekvensen // Astronomy and Astrophysics : journal . - 1981. - November ( vol. 46 ). - S. 193-237 . - .
↑ 1 2 CADARS katalogpost: recno= 190 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
↑ 1 2 3 4 Kaltenegger, L.; Traub, WA Transits of Earth-like Planets // The Astrophysical Journal : op. vetenskaplig tidning . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 698 , nr. 1 . - s. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - .
↑ 1 2 3 Kielis stjärntabeller . Calstatela (2007). Arkiverad från originalet den 17 mars 2008. (obestämd)
↑ 1 2 CADARS katalogpost: recno= 191 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
↑ HO 212 : WDS Katalogpost . Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001-2020) . Hämtad 20 september 2020. Arkiverad från originalet 17 mars 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 . Hämtad 9 september 2020.
↑ Brown, AGA; et al. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaperna , Astronomy & Astrophysics (Eng.) Vol 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa på VizieR
↑ Stjärnor inom 20 ljusår från 13 Ceti: (eng.) . Internet Stellar Database .

Länkar

Bild 13 Kita på VizieR
Bilder på 13 valar på Wikisky

Stjärnor i stjärnbilden 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 sidd:Q1748979 σd:Q953522 τ υ¹d:Q2717978 υ²d:Q766493 φ¹d:Q3901309 φ² φ³d:Q3901308 φ⁴d:Q3901310 χd:Q1748878
Flamsteed	ettd:Q3597939 2d:Q3598713 3d:Q2812029 6 7d:Q3599856 åttad:Q15821 9 tiod:Q3596929 elvad:Q66610991 12d:Q3597310 13 fjorton femtond:Q3597598 16 17d:Q3901309 artond:Q541212 19 tjugod:Q3598071 21d:Q3598103 22d:Q3901308 23d:Q3901310 25d:Q3598282 26d:Q3598416 27d:Q3598569 28d:Q3598662 29d:Q3598696 trettiod: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 femtiod: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
Variabler	Rd:Q31899397 Sd:Q31899432 Td:Q3979900 Ud:Q12777960 Vd:Q31899440 Wd:Q11172758 Xd:Q31899457 Zd:Q31899458 UV VZ XYd:Q12066831 YZ ZZd:Q3750790 ABd:Q3780602 ADd:Q3600606 AEd:Q3599856 ARd:Q3780472 AVd:Q3599118 AYd:Q3598979 BBd:Q12068880 före Kristusd:Q12069558 VARA BGd:Q6655659 BKd:Q3780454 BL BNd:Q12065194 BSd:Q12066346 BU b.w.d:Q12070825 BX CDd:Q5736955 CFd:Q3781011 CId:Q12065226 DK VAd:Q3780671 EId:Q12066882 ELd:Q3717389 EX EZd:Q3667339 FRd:Q676794
planetsystem _	75 Kita 79 Kita 81 Kita 94 Kita BD-17°63d:Q3269937 CD Kinad: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 Kina Gliese 3072d:Q80697418 Gliese 3138d:Q67856868 tau val Denna val
Övrig	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 över stjärnor i stjärnbilden Cetus