케플러-14
Kepler-14| 관측 데이터 에폭 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
|---|---|
| 별자리 | 리라 |
| 우측 상승 | 19h 10m 50.110s[1] |
| 탈위임 | +47° 19′ 58.87″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 12.00[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 고유 운동 (μ) | RA: 1.0[1]mas/yr Dec.: -10.2 mas[1]/yr |
| 거리 | 3200리 (980[3]pc) |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | F[3] |
| 궤도 | |
| 1차 | 케플러-14a |
| 동반자 | 케플러-14B |
| 기간 (P) | ~2800년[4] |
| 반주축 (a) | AU[4] 280 |
| 세부사항[4] | |
| 미사 | 1.512 (± 0.043) M☉ |
| 반지름 | 2.048 +0.112 −0.084 R☉ |
| 루미도 | 6.29 +0.75 −0.58 L☉ |
| 온도 | 6395 (±60) K |
| 금속성 | +0.12 (± 0.06) |
| 회전 속도 (v sin i) | 7.9 (± 1.0) km/s |
| 나이 | 2.2 Gyr |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
| KIC | 자료 |
케플러-14는 케플러 우주선이 목표로 하는 2진 별 체계다.이 행성은 목성과 같은 케플러-14b라는 하나의 알려진 행성을 보유하고 있다.이 항성계는 케플러에 의해 가능한 행성의 숙주로 확인되었으나, 이미지로 케플러-14가 하나의 항성이 아닌 이항성계라는 사실이 밝혀지면서 확인 과정이 길어지게 되었다.별들은 최소 280AU로 분리되고, 별들은 2800년마다 질량의 공통 중심 주위를 도는 궤도를 완성한다.두 별 모두 태양보다 크다.그들은 비슷한 절대 크기를 가지고 있지만, 1차 항성은 지구에서 볼 수 있는 것처럼 더 밝다.
관측사
케플러-14는 2009년 4월 NASA가 위성을 발사하면서 시작된 케플러의 작전 데이터 첫 4개월 동안 행성의 숙주로 확인되었다.케플러-14는 잠정적으로 KOI-98로 지정되었다.케플러-14의 통과 신호는 가능한 행성이 궤도가 짧고 케플러-14의 밝기에 분명한 영향을 미친다는 것을 암시하는 것 같았기 때문에, 케플러 과학팀은 후보자를 케플러 추적 프로그램(KFOP)으로 보냈다.[4]
KFOP는 2009년 10월 북유럽광학망원경에 파이버식 에셀 스펙트로그래프(FIES)를 사용해 케플러-14의 방사상 속도를 측정했다.기타 방사상 속도 측정은 W.M. Keck 관측소를 사용하여 수집했다.FIES와 Keck 데이터는 WIIN 천문대의 반점 영상 데이터와 팔로마 천문대와 MMT 천문대의 근적외선 적응 광학 측정 데이터를 결합한 결과 케플러-14는 실제로 방사형 속도 데이터만으로는 인식할 수 없는 가까운 이항성임을 밝혀냈다.이 새로운 발견으로 인해 케플러-14에 대한 추가 조사는 케플러-4, 케플러-5, 케플러-6, 케플러-7, 케플러-8을 공전하는 5개의 새로운 케플러 행성(Kepler-4, 케플러-5, 케플러-6, 케플러-7, 케플러-8을 공전하는 행성)의 출판 이후로 연기되었다.[4]데이터를 분석한 결과 케플러-14계 성분의 두 항성 중 한 항성은 기절했지만 두 항성은 거의 같은 크기인 것으로 나타났다.더 밝은 별은 "A" 성분으로 지정되었고, 실신하는 별은 "B" 성분으로 지정되었다.전달 신호는 시스템의 A 성분 주위의 궤도에서 관측되었는데, 이는 행성 후보가 케플러-14의 1차 항성의 궤도에 있다는 것을 의미한다.이는 2010년 8월 7일 스피처 우주망원경의 적외선 배열 카메라가 광도 데이터를 수집하기 위해 케플러-14를 관측하면서 확인됐다.[4]스피처 광도 데이터와 방사상 속도 데이터를 모두 분석하여 행성이 전송 신호의 근원으로서의 개념을 확인하였다.[4]이 행성은 케플러-14b로 지정되었으며, 이는 2011년 6월 논문에서 케플러-14에 대한 데이터와 연구와 함께 발표되었다.[4]
가까운 이항성으로서의 케플러-14의 성질은 천문학자들이 거의 놓쳤으며, 만약 이 별의 고해상도 영상이 수행되지 않았다면 알 수 없었을 것이다.케플러팀은 다수의 전이 행성의 숙주별이 실제로 가까운 시각적 이진이었을 수 있으며, 항성과 행성의 가정된 특성이 부정확할 수 있다는 점을 인정했다.케플러-14에 대한 연구 결과, 케플러 팀은 행성 호스트들의 변환을 재조사하기 위한 고해상도 이미지 캠페인의 실행을 제안했는데, 이는 망원경 시간이 아주 적게 필요할 것이다.[4]
특성.
케플러-14는 두 성분이 적어도 280 천문단위, 즉 지구와 태양 사이의 거리로 분리되어 있는 이항성이다.[4]케플러-14 이항계통의 추정 궤도 주기는 약 2800년으로 추정된다.[4]두 별의 밝기는 거의 동일하지만, 1차 성분은 지구에서 볼 수 있는 겉보기 크기, 즉 밝기를 가지고 있어 약간 더 밝다.[4]1차 항성은 태양 질량의 1.51배, 2차 항성은 태양 질량의 1.39배로 추정된다.[4]케플러-14 시스템은 지구에서 980파섹(3196광년) 떨어져 있다.겉보기 크기는 12.12이므로, 보조가 없는 눈으로는 볼 수 없다.[5]
케플러-14는 지구에서 볼 수 있는 것처럼 매우 밀접하게 연결되어 있기 때문에, 발견팀이 두 별을 분리하고 별의 특성을 분석하는 것은 불가능했다.케플러팀은 케플러-14가 단일 별이라는 가정 하에 이들의 특성을 분석했다.[4]케플러-14가 단일 항성이었다면 태양보다 1.512배, 태양 반지름의 2.048배 크기의 F형 항성이 될 것이다.단일 항성으로서 케플러-14의 유효 온도는 6395 K로 태양보다 훨씬 더 뜨거울 것이며, 별의 철분 함량은 0.12로 태양에서 발견되는 양의 132%가 될 것이다.케플러-14의 두 별이 거의 동시에 형성되었다고 가정할 때, 이들의 교시학적 나이는 약 22억 년일 것이다.[3]
행성계
케플러-14b는 케플러-14의 1차 항성 궤도에 있는 목성형 행성이다.이 행성은 목성 질량의 8.4배로 지구 질량의 2670배에 해당한다.이 행성은 목성보다 약간 큰 1.14 목성 반지름[5]. 케플러-14b의 밀도는 7.1g/cm로3 케플러-10b 다음으로 케플러 우주선에 의해 확인된 두 번째 밀도 행성이다.[5]케플러-14b는 궤도 이심률 0.035로 표시된 약간 불규칙한 궤도로 6.79일마다 궤도를 완성한다.[5]
항성의 방사상 속도 측정 결과 2018년과 마찬가지로 추가 행성은 나타나지 않았다.[6]
| 동반자 (별에서 순서대로) | 미사 | 세미마조르 축 (AU) | 궤도 주기 (일) | 편심성 | 기울기 | 반지름 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 8.4 MJ | — | 6.7901236131±0.0000003985[7] | 0.035 | ~90° | 1.14 RJ |
참조
- ^ a b c d Zacharias, N. (2009). "Third U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC3)". VizieR On-line Data Catalog. Bibcode:2009yCat.1315....0Z.
- ^ Høg, E.; et al. (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27–L30. Bibcode:2000A&A...355L..27H.
- ^ a b c d Jean Schneider (2011). "Notes for Planet Kepler-14 b". Extrasolar Planets Encyclopaedia. Archived from the original on 2 June 2012. Retrieved 5 September 2011.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n Buchhave, Lars A.; et al. (28 September 2011). "Kepler-14b: A Massive Hot Jupiter Transiting an F Star in a Close Visual Binary". The Astrophysical Journal Supplement Series. 197 (1). 3. arXiv:1106.5510. Bibcode:2011ApJS..197....3B. doi:10.1088/0067-0049/197/1/3.
- ^ a b c d e "Confimred Planet Overview Page". Ames Research Center. NASA. Retrieved 18 April 2019.
- ^ Eylen, Vincent Van; Albrecht, Simon; Huang, Xu; MacDonald, Mariah G.; Dawson, Rebekah I.; Cai, Maxwell X.; Foreman-Mackey, Daniel; Lundkvist, Mia S.; Aguirre, Victor Silva; Snellen, Ignas; Winn, Joshua N. (2019), "The Orbital Eccentricity of Small Planet Systems", The Astronomical Journal, 157 (2): 61, arXiv:1807.00549, Bibcode:2019AJ....157...61V, doi:10.3847/1538-3881/aaf22f, S2CID 119082221
- ^ Battley, Matthew P; et al. (10 March 2021). "Revisiting the Kepler field with TESS: Improved ephemerides using TESS 2 min data". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (3): 4092–4104. arXiv:2103.03259. Bibcode:2021MNRAS.503.4092B. doi:10.1093/mnras/stab701.