Die Katalogdaten aus dem Strasbourg-ESO/PN-Katalog führen K 1-14 bei RA 17 42 37, Dec +21 26 50, mit optischem Durchmesser 47″, Identifikationen ARO 48 und AG82 255, sowie V = 16.4 für den Zentralsternbereich; die Spaltenlegende bestätigt, dass diese Werte RA/Dec, optischen Durchmesser, Distanz, Radialgeschwindigkeit, Expansion und Zentralsternangaben betreffen. SIMBAD/Aladin listet das Objekt als PN G045.6+24.3 mit Position 17 42 36.76 +21 27 02.5 und 51 bibliographischen Referenzen.

Zur Entfernung gibt es mehrere Ansätze: Eine Gaia-EDR3-basierte Arbeit von Chornay & Walton gibt für K 1-14 einen Wert um 2.41 kpc an, während die Hα-Oberflächenhelligkeits–Radius-Kalibration von Frew et al. für K 1-14 3.14 kpc mit Unsicherheiten von etwa −0.44/+0.52 kpc nennt. Daraus folgt bei 47″ Winkeldurchmesser ein physischer Durchmesser von ungefähr 0.55 pc bei 2.41 kpc oder 0.72 pc bei 3.14 kpc.

Astrophysikalisch ist K 1-14 damit wahrscheinlich ein relativ entwickelter, lichtschwacher planetarischer Nebel außerhalb der galaktischen Ebene. Bei b ≈ +24.3° liegt er, je nach gewählter Distanz, grob 1.0–1.3 kpc oberhalb der galaktischen Ebene. Das passt zu einem alten PN mit geringer Flächenhelligkeit.

Die wichtigste Besonderheit bei K 1-14 ist, dass der Zentralstern lange falsch bzw. unsicher identifiziert wurde. Auf älteren POSS-Aufnahmen sieht man zwei Sterne nahe dem Nebelzentrum mit etwa 9,1″ Abstand. Kaler & Feibelman folgerten aus IUE-UV-Daten, dass keiner dieser beiden helleren Sterne der eigentliche PN-Zentralstern ist, sondern ein viel schwächeres blaues Objekt zwischen ihnen. HST-Aufnahmen bestätigten das: Der echte heiße Zentralstern liegt etwa 2,4″ südwestlich des helleren POSS-Sterns und war auf den alten Platten durch Überlagerung praktisch nicht sichtbar.

Die zweite, astrophysikalisch spannendere Besonderheit: Der echte heiße Zentralstern besitzt selbst einen sehr nahen, schwächeren visuellen Begleiter in nur etwa 0,36″ Abstand. Wegen der geringen Sterndichte im Feld und des kleinen Winkelabstands wurde diese Paarung als sehr wahrscheinlich physisch gebundenes Binärsystem interpretiert.

Der Begleiter wird in späteren Distanzkalibrationen als K2-V-Hauptreihenstern geführt. Frew et al. verwenden K 1-14 als System mit photometrischer/spektroskopischer Parallaxe über den Begleiter und geben dafür eine Entfernung von 3,14 kpc mit Unsicherheiten von −0,44/+0,52 kpc an. Bei 0,36″ entspricht das einer projizierten Trennung von ungefähr 1.100 AE; mit der Gaia-EDR3-basierten Entfernung von etwa 2,41 kpc wären es eher 870 AE.

Das heißt: K 1-14 ist kein klassisches enges Post-Common-Envelope-System mit Stunden- oder Tagesperiode, soweit die Literatur das hergibt. Es ist eher ein weites, aufgelöstes Zentralstern-Binärsystem: ein heißer PN-Kern plus ein kühler K-Zwerg-Begleiter. Das macht es besonders nützlich für Distanzbestimmungen, weil ein normaler Hauptreihenbegleiter über Farbe und Helligkeit eine unabhängige Entfernungsabschätzung erlaubt.

Interessant ist auch die Radialgeschwindigkeit: Eine Gaia-DR3-Auswertung listet für K 1-14 eine Zentralstern-Radialgeschwindigkeit von −19,0 ± 1,0 km/s, basierend auf 63 Transits und 22 Visibility Periods; das ist für diese Tabelle eine recht solide Messbasis. Diese Angabe bestätigt aber nicht automatisch eine enge spektroskopische Bahnbewegung — sie ist vor allem eine System-/Stern-RV-Messung.

Kurz zusammengefasst: K 1-14 ist besonders, weil der eigentliche Zentralstern erst durch UV- und HST-Daten korrekt identifiziert wurde und weil er einen sehr nah projizierten, vermutlich physisch gebundenen K2-V-Begleiter besitzt. Die Paarung ist wahrscheinlich weit getrennt, nicht der typische kurzperiodische, durch gemeinsame Hülle geformte Zentralstern-Doppelstern.