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 80327-0351 SA24 0351 SA24 2CR 2CR 31 8 2 3 2 3 2 3 2 LTT 310, PLX 97, TD1 308, TYC 4675-1216-3, UBV 443, WDS J00352-0336AB

Information i databaser

SIMBAD

data

Stjernesystem

En stjerne har 3 komponenter.
Deres parametre er vist nedenfor:

En komponent
13 Kita Aa
Type	gul hvid dværg
Tilsyneladende størrelse	+5,6 [8]
Absolut størrelse (V)	+3,93 [ b]
Spektral klasse	F8Ve [8]
Vægt	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
Type	rød dværg
Vægt	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
Type	gul dværg
Tilsyneladende størrelse	+6,3 [8]
Absolut størrelse (V)	+4,63 [ b]
Spektral klasse	G0Ve [8]
Vægt	1,04 [8 ] M⊙
Koder i kataloger Fl 13 Kita B, 13 Ceti B, 13 Cet B WDS J23317+1956B

Kilder: [9]

Oplysninger i Wikidata ?

13 Ceti (13 Ceti , forkortet 13 Cet ) er en multipel stjerne i det ækvatoriale stjernebillede Cetus . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +5,2 m [2] , og ifølge Bortle-skalaen er stjernen synlig med det blotte øje på den lyse forstadshimmel .

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernerne fjernes med omkring 69,3 sv. år ( 21,6 pct . ) fra Solen . Stjernen observeres syd for 87°S. [12] , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er september [12] .

Stjernen 13 Ceti bevæger sig med en gennemsnitshastighed i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er 9 km/s [12] , hvilket er 10 % mindre end hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen . Stjernen 13 Ceti nærmede sig Solen i en afstand af 67,3 sv. For 115.000 år siden , da 13 Ceti øgede sin lysstyrke med 0,1 m til en værdi på 5,1 m [6] (det vil sige, at stjernen skinnede dengang, som L² Korma skinner nu). På himlen bevæger stjernen sig mod sydøst [13] og passerer gennem himmelsfæren 0,41 buesekunder om året.

Den gennemsnitlige rumlige hastighed på 13 Ceti har følgende komponenter (U, V, W) =(-36,3, -19,5, -13,1) [6] , hvilket betyder U= −36,3 km/s (bevæger sig fra det galaktiske centrum ), V= −19,5 km/s (bevæger sig mod den galaktiske rotationsretning) og W= −13,1 km/s (bevæger sig mod den sydlige galaktiske pol ).

13 Ceti ( latiniseret 13 Ceti ) er Flamsteeds betegnelse . Betegnelserne for komponenterne som 13 Ceti AB og AB, C følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [14] .

Egenskaber for multipelsystemet 13 Kita

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

T = 6,89 år a = 0,241 ″

Betegnelser: T er omdrejningsperioden, a er kredsløbets semi- hovedakse Hierarki af systemets kredsløb 13 Ceti

13 Kita Aa og Ab er et meget smalt par spektroskopiske dobbeltstjerner , hvor komponenterne er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 1,735 mas [8] , hvilket svarer, i en afstand af 21,6 pc , til en fysisk afstand mellem stjerner på 0,034 AU. og kredser om hinanden med en periode på 2,0819 dage. [8] . Banen har nul excentricitet [8] . Periastron- epoken , det vil sige året, hvor stjernerne nærmede sig på en minimumsafstand - 1973 [15] .

Et par stjerner 13 Ceti Aa,Ab har en ledsager B i en vinkelafstand på 0,241 ″ [8] , hvilket i en afstand på 21,6 pct . svarer til den fysiske afstand mellem stjernerne på 4,18 AU. og den kredser om et fælles barycenter med en periode på 6,89 år [8] (det vil sige omtrent i kredsløbet om asteroiden Thule , hvis semi -hovedakse er 4,27 AU ). Banen har en meget stor excentricitet , som er 0,773. Komponenterne konvergerer således i en afstand på 0,95 AU. (det vil sige praktisk talt i kredsløb om Jorden), så fjernes de til en afstand på 7,41 AU. (det vil sige til et punkt halvvejs mellem Jupiter og Saturn ).

Hvis vi ser fra siden af parret 13 Ceti Aa-Ab til satellitten 13 Ceti B, så vil vi se en gul stjerne, der skinner med en lysstyrke på -23,83 m , det vil sige med en lysstyrke på 7% af solen . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - ~ 0,14 ° [c] , det vil sige ~ 29 % af vores sol , som vi ser den fra Jorden

På den anden side, hvis vi ser fra siden af 13 Cenu B på et par stjerner 13 Cenu Aa-Ab, så vil vi se en hvid-gul stjerne, der skinner med en lysstyrke på -24,53 m , det vil sige med en lysstyrke på 13% af solen , og den anden vil den røde stjerne skinne med en lysstyrke på omkring -19,03 m , det vil sige med en lysstyrke på 330 fuldmåner . Vinkelstørrelsen for den første stjerne vil være ~ 0,15 ° [c] og ~ 0,05 ° [c] for den anden stjerne, det vil sige ~ 3 og ~ 10 gange mindre end vores sol , som vi ser den fra Jorden ( den vinkelformede diameter af vores sol - 0,5 °). Mere nøjagtige parametre for stjernerne er angivet i tabellen:

	Ved periastron ( 0,95 AU )				Ved 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 er den tilsyneladende stjernestørrelse ; $L_{\bigodot }$ - lysstyrke, udtrykt i solens lysstyrker ; D° er stjernens vinkeldiameter udtrykt i grader ( Solens vinkeldiameter er 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot ))$ % er stjernens diameter udtrykt som en procentdel af Solens diameter ;

Den maksimale vinkelafstand mellem stjernerne vil være 3,7°.

Den nuværende alder af 13 Ceti-systemet er bestemt med store fejl som 3,6+1,8
-0,3 milliard [6] , dog ved man, at stjerner med en masse på 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] lever på hovedsekvensen i omkring 6,14 milliarder år, og dermed er stjernen cirka midt i sin livscyklus. Når 13 Kita Aa først bliver en rød kæmpe , (og på dette stadium vil den absorbere begge dens satellitter, erhverve deres vinkelmomentum og dreje) og derefter, når den taber dens ydre skaller, vil den blive en massiv hvid dværg . Imidlertid er Aa-Ab-stjerneparret tæt nok til at interagere under udviklingen af begge stjerner. Det er svært at sige præcist, hvad der vil ske, men overførsel af masse frem og tilbage, når stjerner udvikler sig, kan en dag føre til meget ustabil adfærd.

Stjerne 13 Ceti er lidt variabel: under observationer ændres stjernens lysstyrke en smule, svingende med 0,01 m mellem 3,86 m og 3,96 m [5] , uden nogen periodicitet (sandsynligvis har stjernen eller stjernerne flere perioder), typen af variablen er defineret som en variabel af typen RS Hounds Dogs [5] . Denne type omfatter tætte binære systemer med emission af H- og K Ca II-linjer i spektret , hvis komponenter har øget kromosfærisk aktivitet, hvilket forårsager kvasi-periodisk variabilitet af deres lysstyrke med en periode tæt på omdrejningsperioden . Stjernen har betegnelsen BU Ceti , som er den betegnelse , der er karakteristisk for variable stjerner .

Ejendomme 13 Kita Aa

13 Kita Aa - at dømme efter dens masse blev stjernen født som en dværg af spektral type F. I øjeblikket er dens spektraltype defineret som F8V] [8] og i denne ligner stjernen Gamma Peacock . Således er brint i kernen af en stjerne det nukleare "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernens masse er 1,19 $M_{\bigodot }$ [8] . Sådanne stjerner er karakteriseret ved udstrålede energier fra deres ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6150 K [16] i tabel VII og VIII , hvilket giver dem en karakteristisk gul-hvid farve.

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1983 [17] . Data om denne og andre målinger er angivet i tabellen:

Radius af stjerne 13 Ceti Aa målt direkte

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

Vi ved nu, at sådanne stjerner har en radius svarende til 1,19 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [16] i tabel VII og VIII , det vil sige, at målingen var ganske tilstrækkelig, men ikke nøjagtig nok. Stjernens lysstyrke , beregnet efter Stefan-Boltzmann-loven, er 1,82 $L_{\bigodot }$ . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 1,34 AU . e. , det vil sige noget tættere på, end asteroiden Eros er placeret på Solen . Fra en sådan afstand ville 13 Kita Aa desuden se 5 % mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,47 ° [c] ( vores sols vinkeldiameter er 0,5 °). Dette er dog ikke muligt, fordi B-komponenten kredser for tæt på Aa-Ab-stjerneparret.

Egenskaber 13 Kita Ab

Den sekundære komponent af 13 Ceti Ab - at dømme efter dens masse, som er beregnet efter Keplers love og er lig med 0,35 $M_{\bigodot }$ [8] , blev stjernen født som en dværg af spektraltype M . En sådan masse er typisk for stjerner af spektraltypen M3V [18] . Således er brint i kernen af en stjerne det nukleare "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Sådanne stjerner er karakteriseret ved udstrålede energier fra deres ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 3250 K [18] , hvilket giver den en karakteristisk rød farve. Sådanne stjerner er også kendetegnet ved en radius lig med 0,39 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [18] og en lysstyrke lig med 0,015 $L_{\bigodot }$ [18] . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 0,12 AU . dvs. næsten 3 gange tættere på, end Merkur er placeret på Solen . Fra en sådan afstand ville 13 Kita Aa desuden se næsten 3,5 gange større ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 1,7, ° [c] ( den vinkeldiameter på vores sol er 0,5 °).

Den absolutte størrelse af sådanne stjerner er +1,5 m , således den tilsyneladende størrelse i en afstand på 69,32 sv. år vil være omkring 11,1 m , men den vil ikke være synlig, da dens lys vil blive fuldstændig formørket af lyset fra hovedstjernen.

Egenskaber 13 Kita B

13 Ceti B - at dømme efter dens masse blev stjernen født som en dværg af spektral type G. På nuværende tidspunkt er dens spektraltype defineret som G0V] [8] . Således er brint i kernen af en stjerne det nukleare "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernens masse er næsten solar og er lig med 1,04 $M_{\bigodot }$ [8] . Sådanne stjerner er karakteriseret ved udstrålede energier fra deres ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6030 K [19] , hvilket giver den en karakteristisk gul farve.

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1983 [20] . Data om denne og andre målinger er angivet i tabellen:

Radius af stjerne 13 Ceti Aa målt direkte

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

Sådanne stjerner er dog karakteriseret ved en radius på 1,13 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [19] , det vil sige, at målingen var ganske tilstrækkelig, men ikke nøjagtig nok. Stjernens lysstyrke er 1,36 $L_{\bigodot }$ [19] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1877 blev 13 Ceti første gang observeret som en dobbeltstjerne af S. Burnham , som opdagede en ledsager omkring otte størrelsesordener svagere i en vinkelafstand på 37,1 buesekunder , baseret på en undersøgelse af komponenternes relative bevægelse ved hjælp af metoden tilsyneladende relative bevægelse. det vil sige, han opdagede komponenten AB,C og stjernerne kom ind i katalogerne som BU 490 [d] . I 1886 blev den amerikanske astronom J. Houghløste AB-komponenten, og stjernerne kom ind i katalogerne som HO 212 [e] .

Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [4] [21] :

Komponent	År	Antal målinger	Positionsvinkel	Vinkelafstand	Tilsyneladende størrelse af komponent I	Tilsyneladende størrelse af komponent II
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"

Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen 13 Cetus har mindst én satellit:

komponent B, en stjerne af 7. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 0,3 buesekunder . Stjernen har opretholdt en lille vinkelafstand i løbet af de sidste 130 år eller deromkring og roterer i en elliptisk bane;
komponent C, en stjerne af 13. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 24,0 buesekunder . Stjernen har katalognummeret UCAC3 173-1713 [22] og parallax , som er 1,6296 ± 0,0295 mas [23] , og ifølge hvilken stjernen er i en afstand på omkring 2000 ly. år og er derfor ikke inkluderet i 13 Ceti-systemet, da det blot er en baggrundsstjerne, der ligger på sigtelinjen.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [24] fra stjernen 13 Ceti (kun den nærmeste stjerne, den klareste (<6,5 m ) og bemærkelsesværdige stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Stjerne	Spektral klasse	Afstand, St. flere år
HD 4256	K2 V	7,89
HD 1461	G0VC	10,93
VÆR Kina	G2-3V	10,99
6 Kita	F8VFe−0,8 CH−0,5	16,59
Phi² Kita	F7V	19,98

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 15 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 3 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

Kommentarer

↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
↑ 1 2 3 Den absolutte størrelse beregnes ved formlen: , hvor er den tilsyneladende størrelse, er afstanden til objektet i pc , 10 stk . $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $m$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a.u. ; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i AU.
↑ BU - link til S. Burnhams katalog , 490 - postnummer i hans katalog
↑ HO - link til J. Houghs katalog, 212 er nummeret på posten i dens bibliotek

Kilder

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:7078:7078
↑ 1 2 3 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. Tycho - 2-kataloget over de 2,5 millioner klareste stjerner // 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 af kromosfærisk aktive binære filer og bevis på et fald i omløbsperioden i binær evolution". Månedlige meddelelser fra 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 . Hentet 20. september 2020. Arkiveret fra originalen 14. marts 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 Grundlæggende data (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 flere stjerner (HIP => 2762 ) . A.Tokovinin.
↑ * 13 Cet -- Variabel af RS CVn type , 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 > . Hentet 9. september 2020. Arkiveret 15. marts 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 (engelsk) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - S. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
↑ 1 2 3 Held R. E. Overflod i den lokale region. II. F, G og K dværge og undergiganter (engelsk) // 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 over Bright Stars . Hentet 20. september 2020. Arkiveret fra originalen 28. april 2020. (Russisk)
↑ 13 Ceti . Univers guide .
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Om navnekonventionen brugt til flere stjernesystemer og ekstrasolare planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ 13 Ceti . Internet Stellar Database .
↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Empiriske bolometriske korrektioner for hovedsekvensen // Astronomy and Astrophysics : journal . - 1981. - November ( bind 46 ). - S. 193-237 . - .
↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno= 190 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
↑ 1 2 3 4 Kaltenegger, L.; Traub, WA Transits of Earth-like Planets // The Astrophysical Journal : op. videnskabelig magasin . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 698 , nr. 1 . - s. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - .
↑ 1 2 3 Kieli Stjernetabeller . Calstatela (2007). Arkiveret fra originalen den 17. marts 2008. (ubestemt)
↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno= 191 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
↑ HO 212 : WDS Katalogindgang . Washington Visual Double Star Catalogue (Mason+ 2001-2020) . Hentet 20. september 2020. Arkiveret fra originalen 17. marts 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 . Hentet 9. september 2020.
↑ Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-rekord for denne kilde hos VizieR
↑ Stjerner inden for 20 lysår fra 13 Ceti: (eng.) . Internet Stellar Database .

Links

Billede 13 Kita på VizieR
Billeder af 13 hvaler på Wikisky

Stjerner i stjernebilledet 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 sd:Q1748979 σd:Q953522 τ υ¹d:Q2717978 υ²d:Q766493 φ¹d:Q3901309 φ² φ³d:Q3901308 φ⁴d:Q3901310 χd:Q1748878
Flamsteed	end:Q3597939 2d:Q3598713 3d:Q2812029 6 7d:Q3599856 otted:Q15821 9 tid:Q3596929 elleved:Q66610991 12d:Q3597310 13 fjorten femtend:Q3597598 16 17d:Q3901309 attend:Q541212 19 tyved:Q3598071 21d:Q3598103 22d:Q3901308 23d:Q3901310 25d:Q3598282 26d:Q3598416 27d:Q3598569 28d:Q3598662 29d:Q3598696 tredived: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 halvtredsd: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 f.Krd:Q12069558 VÆRE 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
planetsystemer _	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 hval Denne hval
Andet	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
Liste over stjerner i stjernebilledet Cetus