Kepler-102 - Kepler-102 - Wikipedia
| Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Lyra |
| Správný vzestup | 18h 45m 55.8553s[1] |
| Deklinace | +47° 12′ 28.859″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | 12.07[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | K3V[2] |
| Astrometrie | |
| Správný pohyb (μ) | RA: −40.603±1.244[1] mas /rok Prosinec: −44.144±0.889[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 9.62 ± 0.34[1] mas |
| Vzdálenost | 340 ± 10 ly (104 ± 4 ks ) |
| Detaily | |
| Hmotnost | 0.8[3] M☉ |
| Poloměr | 0.74[3] R☉ |
| Teplota | 4903[3] K. |
| Kovovost [Fe / H] | +0.08[3] dex |
| Otáčení | 26.572±0,153 d[4] |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
Kepler-102 je hvězdou v souhvězdí z Lyra. Kepler-102 je méně světelný než slunce.[Citace je zapotřebí ] Hvězdný systém neobsahuje žádné pozorovatelné množství prachu.[5] The Kepler-102 je podezření, že obíhá kolem dvojhvězdy skládající se ze dvou červených trpasličích hvězd, při předpokládaných vzdálenostech 591 a 627 AU.[6]
Planetární systém
V lednu 2014 byl vyhlášen systém pěti planet kolem hvězdy, přičemž tři z nich byly menší než Země. Zatímco 3 z tranzitních signálů byly objeveny během prvního roku EU Kepler vzhledem k jejich malé velikosti bylo obtížné je potvrdit, protože bylo nutné odstranit možnosti těchto falešných pozitiv. Později byly detekovány další dva signály. Následná data radiální rychlosti pomohla určit hmotnost největší planety.[7]
V roce 2017 bylo hledáno využití dalších planet Varianta časování tranzitu metoda přinesla nulové výsledky,[8] ačkoli přítomnost planet s poloimajorskou osou nad 10 AU nelze vyloučit.[9]
| Společník (v pořadí od hvězdy) | Hmotnost | Poloviční osa (AU ) | Oběžná doba (dnů ) | Excentricita | Sklon | Poloměr |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | — | 0.055 | 5.28696 | — | 85.37° | 0.47 R⊕ |
| C | — | 0.067 | 7.07142 | — | 87.09° | 0.58 R⊕ |
| d | — | 0.086 | 10.3117 | — | 87.09° | 1.18 R⊕ |
| E | 8.9 ± 2.0 M⊕ | 0.116 | 16.1457 | — | 87.66° | 2.22 R⊕ |
| F | — | 0.165 | 27.4536 | — | 88.24° | 0.88 R⊕ |
Viz také
Reference
- ^ A b C d E Brown, A. G. A; et al. (2016). „Gaia Data Release 1. Souhrn astrometrických, fotometrických a průzkumných vlastností“. Astronomie a astrofyzika. 595. A2. arXiv:1609.04172. Bibcode:2016A & A ... 595A ... 2G. doi:10.1051/0004-6361/201629512. S2CID 1828208.Položka katalogu Gaia Data Release 1
- ^ A b „KOI-82“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 29. ledna 2018.
- ^ A b C d „Kolik exoplanet objevil Kepler?“. 2015-04-09.
- ^ McQuillan, A .; Mazeh, T .; Aigrain, S. (2013). „Období hvězdné rotace zájmových objektů Keplera: nedostatek blízkých planet kolem rychlých rotátorů“. The Astrophysical Journal Letters. 775 (1). L11. arXiv:1308.1845. Bibcode:2013ApJ ... 775L..11M. doi:10.1088 / 2041-8205 / 775/1 / L11. S2CID 118557681.
- ^ Prašné jevy v blízkosti obřích exoplanet
- ^ Kraus, Adam L .; Irsko, Michael J .; Huber, Daniel; Mann, Andrew W .; Dupuy, Trent J. (2016), „The Impact of Stellar Multiplicity on Planetary Systems. I. The Ruinous Influence of Close Binary Companions“, Astronomický deník, 152: 8, arXiv:1604.05744, doi:10.3847/0004-6256/152/1/8, S2CID 119110229
- ^ Hmoty, poloměry a oběžné dráhy malých Keplerových planet: přechod od plynných ke skalnatým planetám datum přístupu = 8. ledna 2014
- ^ Schmitt, Joseph R .; Jenkins, Jon M .; Fischer, Debra A. (2017), „VYHLEDÁVÁNÍ ZTRACENÝCH PLANET V SYSTÉMECH VÍCEPLANET KEPLER A OBJEDNÁVÁNÍ DLOUHÉHO OBDOBÍ, NEOPTUNE EXOPLANET KEPLER-150 f“ Astronomický deník, 153 (4): 180, arXiv:1703.09229, doi:10,3847 / 1538-3881 / aa62ad, PMC 5783551, PMID 29375142
- ^ Becker, Juliette C .; Adams, Fred C. (2017), „Effects of Unseen Additional Planetary Perturbers on Compact Extrasolar Planetary Systems“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 468: 549–563, arXiv:1702.07714, doi:10.1093 / mnras / stx461, S2CID 119325005
- ^ „Geoffrey Marcy - osobní web“ (PDF).