KOI-256

De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure
Infotaula objecte astronòmicKOI-256
Tipusestrella binària, estel i font propera a infrarrojos Modifica el valor a Wikidata
Tipus espectral (estel)M3V[1] Modifica el valor a Wikidata
Constel·lacióDragó Modifica el valor a Wikidata
ÈpocaJ2000.0 Modifica el valor a Wikidata
Característiques físiques i astromètriques
Distància de la Terra176,426 pc [2] Modifica el valor a Wikidata
Radi0,42 R☉[3] Modifica el valor a Wikidata
Magnitud aparent (V)12,701 (banda J)[4]
12,001 (banda H)[4]
11,783 (banda K)[4]
15,754 (banda r)[5]
15,331465 (banda G)[2] Modifica el valor a Wikidata
Massa0,43 M☉[3] Modifica el valor a Wikidata
Temperatura efectiva3.450 K[1] Modifica el valor a Wikidata
Paral·laxi5,6681 mas[2] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (declinació)−14,373 mas/a [2] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (ascensió recta)−6,796 mas/a [2] Modifica el valor a Wikidata
Gravetat superficial equatorial14.800 cm/s²[6] Modifica el valor a Wikidata
Ascensió recta (α)19h 0m 44.4249s[2] Modifica el valor a Wikidata
Declinació (δ)49° 33' 55.2489''[2] Modifica el valor a Wikidata
Metal·licitat0,47[1] Modifica el valor a Wikidata
Catàlegs astronòmics
2MASS J19004443+4933553 (2MASS)
KIC 11548140 (Kepler Input Catalog)
Gaia DR2 2132027576829358208 (Gaia Data Release 2)
Gaia DR3 2132027576829358208 (Gaia DR3)
TIC 48528261 (TESS Input Catalog)
KOI-256 (Kepler Object of Interest) Modifica el valor a Wikidata

KOI-256 és un estel binari localitzat a la constel·lació del Cigne, Cygnus, a aproximadament 1.828 anys llum (560 parsecs) de la Terra.[7] Malgrat que les observacions del telescopi espacial Kepler suggerien que el sistema contenia un exoplaneta del tipus gegant gasós orbitant a la nana vermella, estudis posteriors van determinar que KOI-256 era un sistema binari compost per una nana roja orbitant una nana blanca.[8][9]

Origen del nom[modifica]

L'acrònim "KOI" prové de Kepler Object of Interest (Objecte d'Interès Kepler) i significa que l'objecte ha estat catalogat pel telescopi espacial Kepler durant la seva cerca de planetes extrasolars mitjançant el mètode de trànsit. El "256" correspon al nombre de l'objecte.

Característiques[modifica]

Les observacions inicials pel telescopi espacial Kepler van suggerir la presència d'una nana vermella central amb una massa de 0.65 masses solars, un radi de 1.1 radis terrestres, i una temperatura de 3.639 K. S'estimava que el seu exoplaneta candidat tindria una massa de 14.8 masses terrestres, un radi de 25.34 radis terrestres, un període orbital d'1.38 dies, una temperatura de 1.160 K (890 °C), i un semieix major de 0.021 ua.[10][11] Estudis posteriors realitzats per Muirhead et al. (2012) van redefinir els paràmetres de l'exoplaneta a un radi de 5.60 ± 0.76  radis terrestres, una temperatura de 726 K, i un semieix major de 0.016 ua.[12]

Muirhead Et al. (2013) van realitzar observacions addicionals amb el Telescopi Hale a l'Observatori Palomar. Utilitzant el mètode de velocitat radial per a la detecció de l'exoplaneta, l'equip de Muirhead va trobar que la nana vermella es trontollava massa com per ser causat per un objecte de massa planetari, i era més probable que fos influït per una nana blanca. Utilitzant dades ultraviolades de l'observatori espacial GALEX, es va observar que la nana vermella era significativament activa, suggerint pertorbacions causades per una nana blanca. L'equip va revisar les dades de Kepler, i va trobar que quan la nana blanca passava davant de la nana vermella, la llum de la nana vermella es deformava i amplificava, un efecte anomenat lent gravitatòria. Només sent lleugerament més gran que la Terra, la nana blanca té tanta massa que la nana vermella, físicament més gran, orbita al voltant de la seva companya més petita.[13]

Amb les noves observacions, la nana vermella ha mostrat tenir una massa de 0.51± 0.15 masses solars, un radi de 0.540 ± 0.014  radis solars, i una temperatura de 3.450 K. La nana blanca té una massa de 0.592 ± 0.084  masses solars, un radi de 0.01345 ± 0.00091  radis solars, i una temperatura de 7.100 ± 800 K.[14]

Referències[modifica]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Juliette Becker «Characterizing the cool KOIs. VI. H- and K-band spectra of Kepler M dwarf planet-candidate hosts». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 18-06-2014, pàg. 5. DOI: 10.1088/0067-0049/213/1/5.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
  3. ↑ 3,0 3,1 Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Identificador Extrasolar Planets Encyclopaedia d'exoplaneta: k00256_01--4577. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
  5. ↑ Jeffrey L. Coughlin «A uniform search for secondary eclipses of hot Jupiters in Kepler Q2 light curves». Astronomical Journal, 2012, pàg. 39. DOI: 10.1088/0004-6256/143/2/39.
  6. ↑ Douglas A. Caldwell «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler. II. Analysis of the first four months of data» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 29-06-2011, pàg. 19. DOI: 10.1088/0004-637X/736/1/19.
  7. ↑ Ayiomamitis, Anthony. «Differential Photometry - KOI 256 in Cygnus». Perseus.gr, 28-08-2011. [Consulta: 29 agost 2015].
  8. ↑ «Gravity-Bending Find Leads to Kepler Meeting Einstein». NASA, 04-04-2013 [Consulta: 29 agost 2015]. Arxivat 2015-07-05 a Wayback Machine.
  9. ↑ O'Neill, Ian «Kepler Watches White Dwarf Warp Spacetime». Discovery.com, 04-04-2013 [Consulta: 29 agost 2015]. «Còpia arxivada». Arxivat de l'original el 2015-09-15. [Consulta: 21 gener 2021].
  10. ↑ Borucki, William J.; Koch, David G.; Basri, Gibor; Batalhi, Natalie; Brown, Timothy M. «Characteristics of Planetary Candidates Observed by Kepler. II. Analysis of the First Four Months of Data». The Astrophysical Journal, 736, 1, Julio 2011. arXiv: 1102.0541. Bibcode: 2011ApJ...736...19B. DOI: 10.1088/0004-637X/736/1/19.
  11. ↑ Szabó, R.; Szabó, Gy. M.; Dálya, G.; Simon, A. E.; Hodosán, G. «Multiple planets or exomoons in Kepler hot Jupiter systems with transit timing variations?». Astronomy and Astrophysics, 553, Mayo 2013. arXiv: 1207.7229. Bibcode: 2013A&A...553A..17S. DOI: 10.1051/0004-6361/201220132.
  12. ↑ Muirhead, Philip S.; Hamren, Katherine; Schlawin, Everett; Rojas-Ayala, Bárbara; Covey, Kevin R. «Characterizing the Cool Kepler Objects of Interests. New Effective Temperatures, Metallicities, Masses, and Radii of Low-mass Kepler Planet-candidate Host Stars». The Astrophysical Journal Letters, 750, 2, Mayo 2012. arXiv: 1109.1819. Bibcode: 2012ApJ...750L..37M. DOI: 10.1088/2041-8205/750/2/L37.
  13. ↑ «Gravity-Bending Find Leads to Kepler Meeting Einstein». NASA, 04-04-2013 [Consulta: 29 agost 2015]. Arxivat 5 de juliol 2015 a Wayback Machine.
  14. ↑ Muirhead, Philip S.; Vanderburg, Andrew; Shporer, Avi; Becker, Juliette; Swift, Jonathan J. «Characterizing the Cool KOIs. V. KOI-256: A Mutually Eclipsing Post-common Envelope Binary». The Astrophysical Journal, 767, 2, Abril 2013. arXiv: 1304.1165. Bibcode: 2013ApJ...767..111M. DOI: 10.1088/0004-637X/767/2/111.
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=KOI-256&oldid=32906734»