Kepler-102
| Kepler-102 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Lyran |
| Rektascension | 18t 45m 55,85599s[1] |
| Deklination | +47° 12′ 28,8453 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | 12,07[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K3 V[2] |
| Variabeltyp | Planetpassage-variabel |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -28,51 ± 0,37[1] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -41,044[1] mas/år Dek.: -43,267[1] mas/år |
| Parallax () | 9,2517 ± 0,0102[1] |
| Avstånd | 352,5 ± 0,4 lå (108,1 ± 0,1 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,803 ± 0,021[3] M☉ |
| Radie | 0,724 ± 0,020[3] R☉ |
| Temperatur | 4 909 ± 98[3] K |
| Metallicitet | +0,11 ± 0,04[3] |
| Ålder | 1,1 +3,6−0,5 [3] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| KOI-82, TYC 3544-1383-1, AP J18455585+4712289, KIC 10187017, 2MASS J18455585+4712289, UCAC4 687-064315, Gaia DR3 2119583201145735808, Gaia DR2 2119583201145735808, Gaia DR1 2119583196848841472[4] | |
Kepler-102 eller KOI-82, är en ensam stjärna belägen i den norra delen av stjärnbilden Lyran. Den har en skenbar magnitud av ca 12,07[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 9,25 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 353 ljusår (108 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -29 km/s.[1]
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
Kepler-102 är en orange till gul stjärna i huvudserien av spektralklass K3 V.[2] Den har en massa som är ca 0,80[3] solmassa, en radie som är ca 0,72[3] solradie och utsänder mindre energi från dess fotosfär än solen[5] vid en effektiv temperatur av ca 4 900 K.[3] Stjärnsystemet innehåller ingen observerbar mängd stoft,[6] men stjärnan misstänks vara omkretsad av en dubbelstjärna bestående av två röda dvärgar, belägna med en projicerade separationer på 591 och 627 AE.[7]
Planetsystem[redigera | redigera wikitext]
I januari 2014 tillkännagavs ett system med fem exoplaneter kring stjärnan, varav tre var mindre än jorden. Då tre av transitsignalerna upptäcktes under det första året av Kepler-uppdraget, gjorde deras ringa storlek dem svåra att bekräfta eftersom risken att dessa var falska behövde elimineras. Senare upptäcktes två andra signaler. Uppföljningsdata för radiell hastighet hjälpte till att bestämma massan av de två största planeterna (Kepler-102d och Kepler-102e).[8]
År 2017 hade sökandet efter ytterligare planeter med användning av transittidsvariationsmetoden varit utan resultat,[9] även om närvaron av planeter i en bana med en halv storaxel över 10 AE inte kan uteslutas.[10]
(AE) |
(d) |
|||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | <1,1 ± 0,00063 M🜨 | 0,05521 ± 0,00049 | 5,28695 | <0,100 | 89,78 ± 0,22° | 0,460 ± 0,26 R🜨 |
| c | <1,7 M🜨 | 0,06702 ± 0,00059 | 7,071392 | <0,094 | 89,82 ± 0,15° | 0,567 ± 0,028 R🜨 |
| d | 3,0 ± 1,3 M🜨 | 0,08618 ± 0,00076 | 10,311767 | <0,092 | 89,49 ± 0,11° | 1,154 ± 0,058 R🜨 |
| e | 4,7 ± 1,8 M🜨 | 0,1162 ± 0,0010 | 16,1456994 | <0,089 | 89,488 ± 0,051° | 2,17 ± 0,11 R🜨 |
| f | <4,3 M🜨 | 0,1656 ± 0,0015 | 27,453592 | <0,10 | 89,320 ± 0,037° | 0,861 ± 0,022 R🜨 |
Se även[redigera | redigera wikitext]
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Kepler-102, 16 juli 2023.
Noter[redigera | redigera wikitext]
- ^ [a b c d e f g h] Vallenari, A.; et al. (Gaia Collaboration) (2022). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy & Astrophysics. arXiv:2208.00211. doi:10.1051/0004-6361/202243940. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
- ^ [a b c d] "KOI-82". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 29 januari 2018.
- ^ [a b c d e f g h i] Bonomo, A. S.; Dumusque, X.; et al. (April 2023). "Cold Jupiters and improved masses in 38 Kepler and K2 small-planet systems from 3661 high-precision HARPS-N radial velocities. No excess of cold Jupiters in small-planet systems". Astronomy & Astrophysics. arXiv:2304.05773.
- ^ Kepler-102 (unistra.fr). Hämtad 2023-08-08.
- ^ "Kepler-102". NASA Exoplanet Archive. Hämtad 21 april 2023.
- ^ Dusty phenomena in the vicinity of giant exoplanets
- ^ Kraus, Adam L.; Ireland, 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", The Astronomical Journal, 152 (1): 8, arXiv:1604.05744, Bibcode:2016AJ....152....8K, doi:10.3847/0004-6256/152/1/8, S2CID 119110229
- ^ Masses, radii, and orbits of small Kepler planets: the transition from gaseous to rocky planets accessdate=8 January 2014
- ^ Schmitt, Joseph R.; Jenkins, Jon M.; Fischer, Debra A. (2017), "A SEARCH FOR LOST PLANETS IN THE KEPLER MULTI-PLANET SYSTEMS AND THE DISCOVERY OF THE LONG-PERIOD, NEPTUNE-SIZED EXOPLANET KEPLER-150 f", The Astronomical Journal, 153 (4): 180, arXiv:1703.09229, Bibcode:2017AJ....153..180S, 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", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468 (1): 549–563, arXiv:1702.07714, Bibcode:2017MNRAS.468..549B, doi:10.1093/mnras/stx461, S2CID 119325005
