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Kaffaljidhma

Kaffaljidhma o Kaffaljidhm (γ Ceti / 86 Ceti / HD 16970)[9] ye la quinta estrella más brillosa de la constelación de Cetus, la bisarma marina o la ballena. El so nome provién de la frase árabe Al Kaff al Jidhmah y significa «parte d'una mano», en referencia a una antigua constelación árabe que englobaba les estrelles que güei formen la cabeza de la ballena.

Ficha d'oxetu celesteKaffaljidhma
sistema estelar triple (es) Traducir[1], estrella[2], estrella doble (es) Traducir[2], near-IR source (en) Traducir[2] y UV-emission source (en) Traducir[2]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 40,825162898 °[3]
Declinación (δ) 3,235816376 °[3]
Magnitú aparente (V) 3,47 (banda V)
Magnitú absoluta 1,53
Constelación Cetus
Velocidá de rotación 186 km/s[5]
Velocidá radial −4,9 km/s[6]
Parallax 40,97 mas[3]
Gravedá superficial 9100 cm/s²[7]
Tipu espectral A2Vn+F4V[8]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 2h 43m 18.039s, 3° 14′ 8.939″

Sistema estelar

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De magnitú aparente +3,47, Kaffaljidhma ye un sistema estelar asitiáu a 80 años lluz del Sistema Solar. La estrella conocida más cercana a ella ye la nana blanca Gliese 100.1, distante Al traviés del telescopiu, Kaffaljidhma apaez como una estrella doble que les sos componentes, dacuando mentaes como de color azul y mariellu, tán dixebraes 2,8 segundos d'arcu ente sigo. En realidá tratar d'una estrella blanca de tipu espectral A3V y otra estrella blancu-mariella de tipu F3V.

Componente principal

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La estrella A3V, Kaffaljidhma A, tien una temperatura superficial de 8700 K y una lluminosidá 19 vegaes mayor que la del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 183 km/s y tien una masa aproximao'l doble de la masa solar.[10] Exhibe una metalicidá daqué más alzada a la solar ([Fe/H] = +0,08) pero'l so conteníu de bariu ye notablemente alto —del orde de cinco veces cimeru al esistente nel Sol.[11] La so edá envalórase en 500 millones d'años.[12]

Componentes adicionales

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La estrella secundaria, Kaffaljidhma B, tien magnitú aparente +6,25. Ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F3V. Un 60% más lluminosa que'l Sol, tien una masa un 30% mayor que la masa solar. Les dos estrelles, dixebraes siquier 70 UA, completen una órbita alredor del centru de mases común cada 320 años a lo menos.[10]

Una tercer estrella de magnitú +10,1, visualmente a 14 minutos d'arcu de la binaria, comparte'l mesmu movimientu que'l par AB al traviés del espaciu, polo que se cree que ta gravitacionalmente xunida a elles. Trátase d'una nana naranxa de tipu K5 con una lluminosidá equivalente una décima parte de la solar.[10] La so masa ye aproximao igual al 70% de la del Sol.[13] Tópase dixebrada siquier 21.000 UA del par interior, y tocantes al so periodu orbital alredor de la binaria, ésti ye de más d'un millón y mediu d'años.[10]

Referencies

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  1. ↑ Peter Philip Eggleton (setiembre 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems» (inglés) páxs. 869–879.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Afirmao en: SIMBAD.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Floor van Leeuwen (2007). «Validation of the new Hipparcos reduction» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (2):  páxs. 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  4. ↑ Afirmao en: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Stated in source according to: SIMBAD. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 2002.
  5. ↑ «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (3):  páxs. 897-911. ochobre 2002. doi:10.1051/0004-6361:20020943. 
  6. ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (n'inglés). Astronomy Letters (11):  páxs. 759–771. payares 2006. doi:10.1134/S1063773706110065. 
  7. ↑ Christopher J. Corbally (ochobre 2003). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I» (n'inglés). The Astronomical Journal (4):  páxs. 2048–2059. doi:10.1086/378365. 
  8. ↑ Afirmao en: General Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Version 2013-Jul). Stated in source according to: SIMBAD. Páxina: 2023. Data d'espublización: 2014.
  9. ↑ 86 Ceti (SIMBAD)
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 Kaffaljidhma (Stars, Jim Kaler)
  11. ↑ Takeda, Yoichi; Kang, Dong-Il; Han, Inwoo; Lee, Byeong-Cheol; Kim, Kang-Min (2009). «Can Sodium Abundances of A-Type Stars Be Reliably Determined from Na I 5890/5896 Lines?». Publications of the Astronomical Society of Japan 61 (5). páxs. 1165-1178. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009PASJ...61.1165T&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  12. ↑ Vican, Laura (2012). «Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey». The Astronomical Journal 143 (6). A35. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2012AJ....143..135V&db_key=AST. 
  13. ↑ Tokovinin, A. (2008). «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). páxs. 925-938. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008MNRAS.389..925T&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes:   2h 43m 18.039s, 3° 14′ 8.939″

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