Kepler-14
|
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstellation | Lyra |
| Rätt uppstigning | 19 h 10 m 50.110 s |
| Deklination | +47° 19′ 58,87″ |
| Skenbar magnitud (V) | 12.00 |
| Astrometri | |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: 1,0 mas / år Dec.: -10,2 mas / år |
| Distans | 3200 ly (980 st ) |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | F |
| Bana | |
| Primär | Kepler-14A |
| Följeslagare | Kepler-14B |
| Period (P) | ~2800 år |
| Halvstor axel (a) | 280 AU |
| Detaljer | |
| Massa | 1,512 (± 0,043) M ☉ |
| Radie | 2,048 +0,112 -0,084 R ☉ |
| Ljusstyrka | 6,29 +0,75 -0,58 L ☉ |
| Temperatur | 6395 (± 60) K |
| Metallicitet | +0,12 (± 0,06) |
| Rotationshastighet ( v sin i ) | 7,9 (± 1,0) km/s |
| Ålder | 2,2 +0,2 -0,1 Gyr |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
| KIC | data |
Kepler-14 är ett binärt stjärnsystem riktat mot rymdfarkosten Kepler . Det är värd för en känd planet: den Jupiter-liknande Kepler-14b . Stjärnsystemet identifierades av Kepler som en möjlig planetvärd, men när avbildning avslöjade att Kepler-14 var ett binärt stjärnsystem och inte en enda stjärna, blev bekräftelseprocessen utdragen. Stjärnorna är åtskilda av minst 280 AU, och stjärnorna fullföljer en bana runt ett gemensamt masscentrum vart 2800:e år. Båda stjärnorna är större än solen. De är av liknande absoluta storleksordningar ; den primära stjärnan är dock ljusare sett från jorden.
Observationshistoria
Kepler-14 identifierades som en möjlig värd för en planet under de första fyra månaderna av Keplers operativa data, vilket började när NASA lanserade satelliten i april 2009. Kepler-14 betecknades provisoriskt KOI-98. Eftersom Kepler-14:s transitsignal verkade antyda att den möjliga planeten hade en kort omloppsbana och en tydlig effekt på Kepler-14:s ljusstyrka, vidarebefordrade Keplers forskargrupp kandidaten till Kepler Follow-up Program (KFOP ) .
KFOP använde Fibre-fed Échelle Spectrograph (FIES) på Nordic Optical Telescope för att mäta Kepler-14:s radiella hastighet i oktober 2009. Andra radiella hastighetsmätningar samlades in med WM Keck Observatory . FIES- och Keck-data, kombinerat med speckle-avbildningsdata från WIYN-observatoriet och nära-infraröda adaptiva optikmätningar vid Palomar Observatory och MMT-observatoriet , avslöjade att Kepler-14 faktiskt var en nära binär stjärna , något som radiell hastighetsdata ensam inte kunde känna igen . På grund av denna nya upptäckt sköts ytterligare undersökningar av Kepler-14 upp till efter publiceringen av de första fem nya Kepler-planeterna (de som kretsar kring Kepler-4 , Kepler-5 , Kepler-6 , Kepler-7 och Kepler-8 ) . Analys av data visade att av de två komponentstjärnorna i Kepler-14-systemet är båda stjärnorna nästan lika stora, även om en av stjärnorna var svagare. Den ljusare stjärnan betecknades "A"-komponenten, och den svagare stjärnan fick "B"-beteckningen. Transitsignalen observerades i omloppsbana runt A-komponenten i systemet, vilket betyder att planetkandidaten skulle vara i omloppsbana om Kepler-14s primära stjärna. Detta bekräftades den 7 augusti 2010, när den infraröda kameran på rymdteleskopet Spitzer observerade Kepler-14 för att samla in fotometriska data. Analys av både Spitzers fotometriska data och radiella hastighetsdata bekräftade idén om en planet som källan till transitsignalen. Planeten kallades Kepler-14b , och detta publicerades tillsammans med data och forskning om Kepler-14 i en artikel från juni 2011.
Kepler-14:s natur som en nära dubbelstjärna missades nästan av astronomerna och skulle inte ha varit känt om inte högupplöst avbildning av stjärnan hade gjorts. Kepler-teamet erkände att ett antal värdstjärnor på transiterande planeter faktiskt kan ha varit nära visuella binärer, och att de antagna egenskaperna hos stjärnorna och deras planeter kan vara felaktiga. Som ett resultat av sina studier av Kepler-14 föreslog Kepler-teamet genomförandet av en högupplöst bildkampanj för att ompröva transiterande planetvärdar, en ansträngning som bara skulle kräva en blygsam mängd teleskoptid.
Egenskaper
Kepler-14 är en dubbelstjärna vars två komponenter är åtskilda av minst 280 astronomiska enheter , eller avståndet mellan jorden och solen. Den beräknade omloppsperioden för det binära systemet Kepler-14 uppskattas till 2800 år. De två stjärnorna har nästan lika ljusstyrka, men den primära komponenten är något ljusare eftersom den har en mer synlig skenbar magnitud eller dess ljusstyrka sett från jorden. Den primära stjärnan har en uppskattad massa av 1,51 gånger solens , och den sekundära har en uppskattad massa av 1,39 gånger solens massa. Kepler-14-systemet är 980 parsecs (3 196 ljusår) från jorden. Den har en skenbar magnitud på 12,12 och kan därför inte ses med blotta ögat.
Eftersom Kepler-14 är så sammansvetsad sett från jorden var det omöjligt för upptäcktsteamet att separera de två stjärnorna och analysera deras egenskaper som separata stjärnor. Kepler-teamet analyserade deras egenskaper under antagandet att Kepler-14 var en enda stjärna. Om Kepler-14 var en enda stjärna skulle det vara en av F-typ med en massa på 1,512 gånger solens och en storlek som är 2,048 gånger solens radie . Som en enda stjärna skulle den effektiva temperaturen för Kepler-14 vara 6395 K , mycket varmare än solen, och stjärnans järnhalt skulle vara 0,12, eller 132 % av mängden som finns i solen. Om man antar att Kepler-14s två stjärnor bildades ungefär samtidigt, skulle deras gyrokronologiska åldrar vara ungefär 2,2 miljarder år.
Planetsystemet
Kepler-14b är en Jupiter -liknande planet i omloppsbanan för den primära stjärnan Kepler-14. Planeten är 8,4 gånger Jupiters massa , vilket motsvarar 2670 gånger jordens massa. Planeten är något större än Jupiter med 1,14 Jupiter radier . Densiteten för Kepler-14b är 7,1 g/cm 3 , den näst tätaste planeten bekräftad av Kepler-rymdskeppet efter Kepler-10b . Kepler-14b fullbordar en omloppsbana var 6,79:e dag med en något oregelbunden omloppsbana indikerad av dess orbitala excentricitet på 0,035.
Radiella hastighetsmätningar av värdstjärnan avslöjade inga ytterligare planeter som 2018.
|
Följeslagare (i ordning från stjärnan) |
Massa |
Halvhuvudaxel ( AU ) |
Omloppsperiod ( dagar ) |
Excentricitet | Lutning | Radie |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 8,4 M J | — | 6,7901236131 ± 0,0000003985 | 0,035 | ~90 ° | 1.14 R J |
