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 , GMAS 00327-0351 , GMAS 00327-0351 , GMAS 00327-0351 , GMAS 00327-0311 LTT 310, PLX 97, TD1 308, TYC 4675-1216-3, UBV 443, WDS J00352-0336AB

Tietoa tietokannoista

SIMBAD

tiedot

Tähtijärjestelmä

Tähdellä on 3 komponenttia.
Niiden parametrit on esitetty alla:

Komponentti
13 Kita Aa
Tyyppi	keltainen valkoinen kääpiö
Näennäinen suuruus	+5,6 [8]
Absoluuttinen magnitudi (V)	+3,93 [ b]
Spektriluokka	F8Ve [8]
Paino	1,19 [8 ] M⊙
Koodit luetteloissa Fl 13 Kita Aa, 13 Ceti Aa, 13 Cet Aa WDS J23317+1956Aa

Ab-komponentti
13 Kita Ab
Tyyppi	punainen kääpiö
Paino	0,35 [8 ] M⊙
Koodit luetteloissa Fl 13 Kita Ab, 13 Ceti Ab, 13 Cet Ab WDS J23317+1956Ab

Komponentti B
13 Kita B
Tyyppi	keltainen kääpiö
Näennäinen suuruus	+6,3 [8]
Absoluuttinen magnitudi (V)	+4,63 [ b]
Spektriluokka	G0Ve [8]
Paino	1,04 [8 ] M⊙
Koodit luetteloissa Fl 13 Kita B, 13 Ceti B, 13 Cet B WDS J23317+1956B

Lähteet: [9]

Tietoja Wikidatasta ?

13 Ceti (13 Ceti , lyhennetty 13 Cet ) on monitähti Cetuksen päiväntasaajan tähdistössä . Tähden näennäinen magnitudi on +5,2 m [2] , ja Bortlen asteikon mukaan tähti näkyy paljaalla silmällä kirkkaalla esikaupunkitaivaalla .

Hipparcos -operaation aikana saaduista parallaksimittauksista [1] tiedetään, että tähdet poistuvat noin 69,3 sv. vuotta ( 21,6 kpl ) Auringosta . Tähti havaitaan 87° S eteläpuolella. [12] eli se on näkyvissä lähes koko asutun maan alueella Etelämantereen napa-alueita lukuun ottamatta . Paras aika havainnointiin on syyskuu [12] .

Tähti 13 Ceti liikkuu keskimääräisellä nopeudella suhteessa aurinkoon : sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on 9 km/s [12] , mikä on 10 % pienempi kuin galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeus , ja se tarkoittaa myös, että tähti on siirtymässä pois auringosta. Tähti 13 Ceti lähestyi aurinkoa 67,3 sv :n etäisyydellä . 115 000 vuotta sitten , kun 13 Ceti lisäsi kirkkauttaan 0,1 metrillä 5,1 metriin [6] (eli tähti loisti silloin, kuten L² Korma loistaa nyt). Taivaalla tähti liikkuu kaakkoon [13] ja kulkee taivaanpallon läpi 0,41 kaarisekuntia vuodessa.

13 Cetin keskimääräisellä avaruudellisella nopeudella on seuraavat komponentit (U, V, W) =(-36,3, -19,5, -13,1) [6] , mikä tarkoittaa U= -36,3 km/s (liikkumassa galaksin keskustasta ), V= −19,5 km/s (liikkumassa galaktisen pyörimissuuntaa vastaan) ja W= −13,1 km/s (liikkumassa kohti etelänapaa ).

13 Ceti ( latinaksi 13 Ceti ) on Flamsteedin nimitys . Komponenttien nimitykset 13 Ceti AB ja AB, C ovat seurausta Washingtonin Visual Double Star Catalogin (WDS) tähtijärjestelmistä käyttämästä ja Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) hyväksymästä käytännöstä [14] .

Monijärjestelmän ominaisuudet 13 Kita

T = 2,082 päivää a = 1,735 mas

T = 6,89 vuotta a = 0,241 ″

Nimitykset: T on kierrosjakso, a on kiertoradan puolipääakseli Järjestelmän ratahierarkia 13 Ceti

13 Kita Aa ja Ab ovat hyvin kapea pari spektroskooppisia kaksoitähtiä , joissa komponentit on erotettu toisistaan 1,735 mas : n kulmaetäisyydellä [8] , mikä vastaa 21,6 pc :n etäisyydellä fyysistä etäisyyttä tähdet 0,034 AU. ja pyörivät toistensa ympärillä 2,0819 päivän ajanjaksolla. [8] . Radalla on nollaepäkeskisyys [8] . Periastronin aikakausi , eli vuosi, jolloin tähdet lähestyivät vähimmäisetäisyyttä - 1973 [15] .

Tähtiparilla 13 Ceti Aa,Ab on kumppani B, jonka kulmaetäisyys on 0,241 ″ [8] , mikä vastaa 21,6 pc :n etäisyyttä 4,18 AU :n tähtien välistä fyysistä etäisyyttä . ja se pyörii yhteisen barycenterin ympärillä , jonka jakso on 6,89 vuotta [8] (eli suunnilleen Thule - asteroidin kiertoradalla , jonka puolipääakseli on 4,27 AU ). Radalla on erittäin suuri epäkeskisyys , joka on 0,773. Siten komponentit konvergoivat sitten 0,95 AU:n etäisyydellä. (eli käytännössä Maan kiertoradalle), sitten ne poistetaan 7,41 AU:n etäisyydelle. (eli Jupiterin ja Saturnuksen puolivälissä olevaan pisteeseen ).

Jos katsomme parin 13 Ceti Aa-Ab sivulta satelliittiin 13 Ceti B, niin näemme keltaisen tähden, jonka kirkkaus on -23,83 m , eli kirkkaus on 7 % auringosta. . Lisäksi tähden kulmakoko on - ~ 0,14 ° [c] eli ~ 29 % Auringosta , sellaisena kuin näemme sen Maasta

Toisaalta, jos katsomme 13 Cenu B:n puolelta tähtiparia 13 Cenu Aa-Ab, niin näemme yhden valko-keltaisen tähden, joka loistaa kirkkaudella -24,53 m , eli jolla on kirkkaus 13 % auringosta , ja toiseksipunainen tähti loistaa kirkkaudella noin -19,03 m , eli kirkkaudella 330 täysikuuta . Ensimmäisen tähden kulmakoko on ~ 0,15 ° [c] ja ~ 0,05 ° [c] toisella tähdellä, eli ~ 3 ja ~ 10 kertaa pienempi kuin aurinkomme , kuten näemme sen maasta katsottuna ( kulma Aurinkomme halkaisija - 0,5 °). Tarkemmat tähtien parametrit on annettu taulukossa:

	Periastronilla ( 0,95 AU ) _				Luopumassa ( 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 on näennäinen tähtien suuruus ; $L_{\bigodot }$ - valoisuus, joka ilmaistaan Auringon kirkkauteena ; D° on tähden kulmahalkaisija ilmaistuna asteina ( Auringon kulmahalkaisija on 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot ))$ % on tähden halkaisija ilmaistuna prosentteina Auringon halkaisijasta ;

Suurin tähtien välinen kulmaetäisyys on 3,7°.

13 Ceti-järjestelmän nykyinen ikä on määritetty suurilla virheillä 3,6+1,8
−0,3 miljardia [6] , mutta tiedetään, että tähdet, joiden massa on 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] , elävät pääsarjassa noin 6,14 miljardia vuotta, joten tähti on suunnilleen elinkaarensa puolivälissä. Kun 13 Kita Aa ensin muuttuu punaiseksi jättiläiseksi (ja tässä vaiheessa se imee molemmat satelliittinsa, saavuttaen kulmaliikkeensä ja pyörii) ja sitten pudotessaan ulkokuorensa, siitä tulee massiivinen valkoinen kääpiö . Aa-Ab-tähtipari on kuitenkin tarpeeksi lähellä ollakseen vuorovaikutuksessa molempien tähtien evoluution aikana. On vaikea sanoa tarkalleen, mitä tapahtuu, mutta massan siirtyminen edestakaisin tähtien kehittyessä voi jonakin päivänä johtaa erittäin epävakaaseen käyttäytymiseen.

Tähti 13 Ceti on hieman vaihteleva: havaintojen aikana tähden kirkkaus muuttuu hieman, vaihdellen 0,01 m välillä 3,86 m ja 3,96 m [5] ilman jaksoittaisuutta (todennäköisimmin tähdellä tai tähdillä on useita jaksoja) muuttuja määritellään muuttujaksi tyyppiä RS Hounds Dogs [5] . Tämä tyyppi sisältää läheiset binäärijärjestelmät , joiden spektrissä on H- ja K Ca II -viivoja , joiden komponenteilla on lisääntynyt kromosfääriaktiivisuus , mikä aiheuttaa niiden kirkkauden kvasijaksoista vaihtelua ajanjaksolla, joka on lähellä kierrosjaksoa . Tähdellä on nimitys BU Ceti , joka on tunnusmerkki muuttuville tähdille .

Kiinteistöt 13 Kita Aa

13 Kita Aa - massasta päätellen tähti syntyi spektrityypin F kääpiöksi . Tällä hetkellä sen spektrityyppi on määritelty F8V] [8] ja tässä tähti on samanlainen kuin Gamma Peacock . Siten tähden ytimessä oleva vety on ydin "polttoainetta", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähden massa on 1,19 [8] . Tällaisille tähdille on tunnusomaista niiden ulkoilmakehän säteilyenergiat tehollisessa lämpötilassa, joka on noin 6150 K [ 16] taulukoissa VII ja VIII , mikä antaa sille tyypillisen kelta-valkoisen värin. $M_{\bigodot }$

Pienen etäisyyden tähden tähteen sen säde voidaan mitata suoraan, ja tällainen yritys tehtiin vuonna 1983 [17] . Tiedot tästä ja muista mittauksista on annettu taulukossa:

Tähden 13 Ceti Aa säde mitattuna suoraan

vuosi	Nimi	m	Spektri	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
1983	Gliese 23A	5.20	F8V	—	1.0	[17]

Tiedämme nyt, että tällaisten tähtien säde on 1,19 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [16] taulukoista VII ja VIII , eli mittaus oli varsin riittävä, mutta ei tarpeeksi tarkka. Stefan-Boltzmannin lain mukaan laskettu tähden kirkkaus on 1,82 . Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, sen pitäisi olla 1,34 AU :n etäisyydellä . eli jonkin verran lähempänä kuin asteroidi Eros sijaitsee Aurinkoa . Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna 13 Kita Aa näyttäisi 5 % pienemmältä kuin aurinkomme , sellaisena kuin näemme sen Maasta katsottuna - 0,47 ° [c] ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5 °). Tämä ei kuitenkaan ole mahdollista, koska B-komponentti kiertää liian lähellä Aa-Ab-tähtiparia. $L_{\bigodot }$

Properties 13 Kita Ab

13 Ceti Ab:n toissijainen komponentti - massasta päätellen, joka lasketaan Keplerin lakien mukaan ja on yhtä suuri kuin 0,35 $M_{\bigodot }$ [8] , tähti syntyi spektrityypin M kääpiöksi . Tällainen massa on tyypillinen spektrityypin M3V tähdille [18] . Siten tähden ytimessä oleva vety on ydin "polttoainetta", eli tähti on pääsekvenssissä . Tällaisille tähdille on tunnusomaista säteilevät energiat niiden ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 3250 K [ 18] , mikä antaa sille tyypillisen punaisen värin. Tällaisille tähdille on myös tunnusomaista säde, joka on yhtä suuri kuin 0,39 [18] , ja valoisuus , joka on yhtä suuri kuin 0,015 [18] . Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, se olisi sijoitettava 0,12 AU :n etäisyydelle . eli lähes 3 kertaa lähempänä kuin Merkurius sijaitsee Aurinkoa . Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna 13 Kita Aa näyttäisi lähes 3,5 kertaa suuremmalta kuin aurinkomme , kuten näemme sen Maasta katsottuna - 1,7, ° [c] ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5 °). ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ $L_{\bigodot }$

Tällaisten tähtien absoluuttinen magnitudi on +1,5 m , joten näennäinen magnitudi etäisyydellä 69,32 sv. vuotta on noin 11,1 m , mutta se ei ole näkyvissä, koska päätähden valo peittää sen valon kokonaan.

Properties 13 Kita B

13 Ceti B - massasta päätellen tähti syntyi spektrityypin G kääpiöksi . Tällä hetkellä sen spektrityyppi määritellään G0V] [8] . Siten tähden ytimessä oleva vety on ydin "polttoainetta", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähden massa on melkein aurinkoinen ja on 1,04 [8] . Tällaisille tähdille on tunnusomaista säteilyenergiat niiden ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 6030 K [ 19] , mikä antaa sille tyypillisen keltaisen värin. $M_{\bigodot }$

Pienen etäisyyden tähden tähteen sen säde voidaan mitata suoraan, ja tällainen yritys tehtiin vuonna 1983 [20] . Tiedot tästä ja muista mittauksista on annettu taulukossa:

Tähden 13 Ceti Aa säde mitattuna suoraan

vuosi	Nimi	m	Spektri	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
1983	Gliese 23B	6.30	—	—	0,93	[kaksikymmentä]

Tällaisille tähdille on kuitenkin ominaista säde 1,13 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [19] , eli mittaus oli varsin riittävä, mutta ei tarpeeksi tarkka. Tähden kirkkaus on 1,36 $L_{\bigodot }$ [19] .

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

Vuonna 1877 S. Burnham havaitsi ensimmäisen kerran 13 Cetin kaksoistähdenä , joka löysi noin kahdeksan magnitudia himmeämmän kumppanin 37,1 kaarisekunnin kulmaetäisyydeltä perustuen komponenttien suhteellista liikettä koskevaan tutkimukseen näennäisen suhteellisen menetelmän avulla. liikettä. eli hän löysi komponentin AB,C ja tähdet tulivat luetteloihin nimellä BU 490 [d] . Vuonna 1886 amerikkalainen tähtitieteilijä J. Hough ratkaisi AB-komponentin ja tähdet tulivat luetteloihin nimellä HO 212 [e] .

Washington Catalog of Visual Binaries -julkaisun mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [4] [21] :

Komponentti	vuosi	Mittausten lukumäärä	Sijoituskulma	Kulmaetäisyys	Komponentin I näennäinen suuruus	Komponentin II näennäinen suuruus
AB	1886	233	260°	0,3″	5,61 m _	6,90 m
AB	2019	233	286°	0,3″	5,61 m _	6,90 m
AB, C	1877	12	65°	37,1"	4,91 m _	12,50 m
	1922		43°	24,5"
	1999		322°	24,0″

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä 13 Cetus on ainakin yksi satelliitti:

komponentti B, 7. magnitudin tähti, joka sijaitsee 0,3 kaarisekunnin kulmaetäisyydellä . Tähti on säilyttänyt pienen kulmaetäisyyden noin 130 viime vuoden ajan pyöriessään elliptisellä kiertoradalla;
komponentti C, 13. magnitudin tähti, joka sijaitsee 24,0 kaarisekunnin kulmaetäisyydellä . Tähdellä on luettelonumero UCAC3 173-1713 [22] ja parallaksi , joka on 1,6296 ± 0,0295 mas [23] ja jonka mukaan tähti on noin 2000 ly:n etäisyydellä. vuotta , ja näin ollen se ei sisälly 13 Ceti-järjestelmään, koska se on vain näkökentällä makaava taustatähti.

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden [24] sisällä tähdestä 13 Cetistä (vain lähin tähti, kirkkain (<6,5 m ) ja merkittävät tähdet ovat mukana). Niiden spektrityypit on esitetty näiden luokkien värien taustalla (nämä värit on otettu spektrityyppien nimistä eivätkä vastaa havaittuja tähtien värejä):

Tähti	Spektriluokka	Etäisyys, St. vuotta
HD 4256	K2V	7.89
HD 1461	G0VC	10.93
OLE Kiina	G2-3V	10.99
6 Kita	F8VFe-0,8CH-0,5	16.59
Phi² Kita	F7V	19.98

Tähden lähellä, 20 valovuoden etäisyydellä , on vielä noin 15 punaista , oranssia ja keltaista kääpiötä spektriluokista G, K ja M sekä 3 valkoista kääpiötä , joita ei sisällytetty luetteloon.

Muistiinpanot

Kommentit

↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
↑ 1 2 3 Absoluuttinen suuruus lasketaan kaavalla: , missä on näennäinen magnitudi, on etäisyys kohteeseen pc , 10 kpl $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $m$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\oikea)$ , jossa R S on tähden säde ilmaistuna a.u. ; d S on etäisyys tähdestä AU :na ilmaistuna .
↑ BU - linkki S. Burnhamin luetteloon , 490 - luettelon numero
↑ HO - linkki J. Houghin luetteloon, 212 on merkinnän numero sen hakemistossa

Lähteet

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/664 , DOI 10.1051/664 , DOI 10.1051/664.
↑ 1 2 3 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. Tycho -2-luettelo 2,5 miljoonasta kirkkaimmasta tähdestä // Astronomy and Astrophysics : Journal. - 2000. - Voi. 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). "Kromosfäärisesti aktiivisten binäärien kinematiikka ja todisteet kiertoradan vähenemisestä binäärievoluutiossa". Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet ]. 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 -luettelo . Haettu 20. syyskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2016.
↑ 1 2 3 BU Cet . GAISH .
↑ 1 2 3 4 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: Laajennettu hipparcos-kokoelma , Astronomy Letters (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=2756
↑ 1 2 3 4 Perustiedot (Järjestelmä: 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 -- RS CVn - tyypin muuttuja , Center 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 > . Haettu 9. syyskuuta 2020. Arkistoitu 15. maaliskuuta 2016 Wayback Machinessa
↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NSStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 in 40 Parsecs: The Northern Sample. I (englanniksi) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Voi. 126, Iss. 4. - P. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
↑ 1 2 3 Onnea R. E. Runsaasti paikallisella alueella. II. F, G ja K kääpiöt ja alajättiläiset (englanniksi) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Voi. 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. _ _ Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 20. syyskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 28. huhtikuuta 2020. (Venäjän kieli)
↑ 13 Ceti . Universumin opas .
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et ai. ( 2010 ), Monille tähtijärjestelmille ja Auringon ulkopuolisille planeetoille käytetystä nimeämiskäytännöstä arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ 13 Ceti . Internet Stellar -tietokanta .
↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Empiiriset bolometriset korjaukset pääsekvenssille // Astronomy and Astrophysics : Journal . - 1981. - marraskuu ( osa 46 ). - s. 193-237 . - .
↑ 1 2 CADARS-luettelomerkintä: recno= 190 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
↑ 1 2 3 4 Kaltenegger, L.; Traub, WA Earth-like Planets Transits of Earth-like Planets // The Astrophysical Journal : op. tieteellinen -lehteä . - IOP Publishing , 2009. - Voi. 698 , no. 1 . - s. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - .
↑ 1 2 3 Kieli Star pöydät . Calstatela (2007). Arkistoitu alkuperäisestä 17. maaliskuuta 2008. (määrätön)
↑ 1 2 CADARS-luettelomerkintä: recno= 191 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
↑ HO 212 : WDS - luettelomerkintä . Washingtonin visuaalinen kaksoistähtiluettelo (Mason+ 2001-2020) . Haettu 20. syyskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. maaliskuuta 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 send > &submit . Haettu 9.9.2020.
↑ Ruskea, AGA; et ai. ( elokuu 2018 ), Gaia Data Release 2: Yhteenveto sisällöstä ja tutkimusominaisuuksista , Astronomy & Astrophysics (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 -tietue tälle lähteelle osoitteessa VizieR
↑ Tähdet 20 valovuoden säteellä 13 Cetistä: (eng.) . Internet Stellar -tietokanta .

Linkit

Kuva 13 Kita VizieR : ssä
Kuvia 13 valaasta Wikiskyssä

Cetuksen tähdet
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 sd: Q1748979 σd: Q953522 τ υ¹d: Q2717978 υ²d: Q766493 φ¹d: Q3901309 φ² φ³d: Q3901308 φ⁴d: Q3901310 χd: Q1748878
Flamsteed	yksid: Q3597939 2d: Q3598713 3d: Q2812029 6 7d: Q3599856 kahdeksand: Q15821 9 kymmenend: Q3596929 yksitoistad: Q66610991 12d: Q3597310 13 neljätoista viisitoistad: Q3597598 16 17d: Q3901309 kahdeksantoistad: Q541212 19 kaksikymmentäd: Q3598071 21d: Q3598103 22d: Q3901308 23d: Q3901310 25d: Q3598282 26d: Q3598416 27d: Q3598569 28d: Q3598662 29d: Q3598696 kolmekymmentäd: 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 viisikymmentäd: 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
Muuttujat	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 ILMOITUSd: Q3600606 AEd: Q3599856 ARd: Q3780472 AVd: Q3599118 AYd: Q3598979 BBd: Q12068880 eKrd: Q12069558 OLLA 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
planeettajärjestelmät _	75 Kita 79 Kita 81 Kita 94 Kita BD-17°63d: Q3269937 CD Kiinad: 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 Kiina Gliese 3072d: Q80697418 Gliese 3138d: Q67856868 tau valas Tämä valas
Muut	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
Luettelo Cetuksen tähdistössä olevista tähdistä