| Kappa Fornacis (κ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Ugnen |
| Rektascension | 02t 22m 32,55s[1] |
| Deklination | -23° 48′ 58,78″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,3187 ± 0,0005[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G1 V-IV[2] (not 1.) |
| B–V | +0,608 ± 0,017[1] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 16,67 ± 0,06[3]km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +196,4 ± 0,8[4] mas/år Dek.: -60,1 ± 1,7[4] mas/år |
| Parallax () | 45,53 ± 0,82[1] |
| Avstånd | 72 ± 1lå (22,0 ± 0,4 pc) |
| Absolut magnitud () | +3,610 ± 0,039 (not 2.) |
| Detaljer | |
| Massa | 1,20 ± 0,05[3] M☉ |
| Radie | 1,8[5] R☉ |
| Luminositet | 3,66[5] L☉ |
| Temperatur | 5 853 ± 49[6] K |
| Metallicitet | -0,06 ± 0,05[6] dex |
| Ålder | 5,7 ± 0,6[7] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| CD- 24° 1038, GJ 97, HD 14802, HIP 11072, HR 695, SAO 167736 | |
Kappa Fornacis (κ Foracis, förkortatKappa For,κ For) som är stjärnansBayerbeteckning, är entrippelstjärna belägen i den norra delen avstjärnbildenUgnen. Den har en kombineradskenbar magnitud på 5,32[3] och är synlig för blotta ögat därljusföroreningar ej förekommer. Baserat påparallaxmätning inomHipparcosuppdraget på ca 45,5[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 72ljusår (ca 22parsek) frånsolen.
PrimärstjärnanKappa Fornacis A är en gul till vit stjärna ihuvudserien avspektralklass G1 V-IV.[2] vilket anger att den är i färd med att utvecklas mellan dvärg- och underjättestadiet. Detta stöds av att dess ytjämvikt är lägre än en typisk G-dvärg och dess låga nivå avkromosfärisk aktivitet (log R' HK ≈ -5,0).[8][9] Den har en massa som är ca 1,2[3] gånger större än solens massa, en radie som är ca 1,8[5] gånger större än solens och utsänder från dessfotosfär ca 3,7[5] gånger mera energi än solen vid en effektivtemperatur av ca 6 400[6] K.
Kappa Fornacis observerades 1995 att vara belägen 0,23bågsekunder norr om en källa tillröntgen- och radiostrålning, ett avstånd så nära att den troligtvis är förbunden med stjärnan.[10] Även om detta skulle tyda på att stjärnan är aktiv och därför ung, anger andra observationer, som sträcker sig över ett halvt sekel, att den har en periodisk variation på 26,5 ± 2 år och är enastrometrisk dubbelstjärna, vilket betyder att en följeslagare är källan till överskottet av strålning.[11]
De två komponenterna i följeslagarenKappa Fornacis B är båda unga stjärnor i huvudserien av spektraltyp M. Om man antar att de är identiska, har de båda massor lika med ungefär hälften av solens. Eftersom de har en så kort omloppsperiod (delsystemet består av två ungefär lika storaröda dvärgar som kretsar kring varandra med en period på ca 3,7 dygn), kommertidvatteneffekterna att bibehålla en hög aktivitetsnivå på båda stjärnorna (analogt medCM Draconis), vilket innebär att de sannolikt uppvisarflares och rotationsvariationer (BY Draconis- variabilitet).
1.Även om stjärnan är refererad som G1V är den, även om den korrigeras för följeslagaren, för ljusstark för att vara en dvärg: På Hertzsprung-Russell-diagrammet ligger stjärnan ungefär halvvägs mellan huvudserien och underjättebandet. Stjärnans logg tyder på att den är enunderjätte och dess metallicitet utesluter kylning, så den måste vara utvecklad.
2.Den relevanta beräkningen förabsolut magnitud är, där är den skenbara storleken och är avståndet i parsecs.
