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KOI-256

KOI-256 es una estrella doble ubicada en la constelación de Cygnus aproximadamente a 575 años luz (176  pc ) de la Tierra. [1] Si bien las observaciones de la nave espacial Kepler sugirieron que el sistema contenía un exoplaneta gigante gaseoso orbitando una enana roja , estudios posteriores determinaron que KOI-256 era un sistema binario compuesto por la enana roja orbitando una enana blanca . [3] [4]

Nombre

KOI-256

El acrónimo "KOI" proviene de Kepler object of interest y significa que el objeto ha sido catalogado por la sonda espacial Kepler durante su búsqueda de planetas extrasolares mediante el método de tránsito . El "256" es el número del objeto.

Características

Curva de luz para KOI-256, trazada a partir de datos de Kepler . [5] El gráfico insertado (adaptado de Muirhead et al. [2] ) muestra el tiempo cerca de la ocultación de la enana blanca.

Las observaciones iniciales de la sonda espacial Kepler sugirieron una enana roja central con una masa de 0,65  M ☉ , un radio de 1,1  R ☉ y una temperatura de 3639  K (3366  °C ; 6091  °F ). Se estimó que su exoplaneta candidato tenía una masa de 14,8  M E , un radio de 25,34  R 🜨 , un período orbital de 1,38 días, una temperatura de 1160 K (890 °C; 1630 °F) y un semieje mayor de 0,021 unidades astronómicas . [6] [7] Estudios posteriores de Muirhead et al. (2012) refinaron los parámetros del exoplaneta candidato a un radio de5,60 ± 0,76  R 🜨 , una temperatura de 726 K (453 °C; 847 °F) y un semieje mayor de 0,016 AU. [8]

Muirhead et al. (2013) realizaron observaciones adicionales con el telescopio Hale en el Observatorio Palomar . Utilizando el método de velocidad radial para la detección de exoplanetas, el equipo de Muirhead descubrió que la enana roja se tambaleaba demasiado como para ser causada por un objeto de masa planetaria , y era más probable que estuviera siendo influenciada por una enana blanca . Utilizando datos ultravioleta de la nave espacial GALEX , se vio que la enana roja estaba significativamente activa, lo que sugiere además perturbaciones por una enana blanca. El equipo volvió a analizar los datos de Kepler y descubrió que cuando la enana blanca pasaba frente a la enana roja, la luz de la enana roja se deformaba y se iluminaba notablemente, un efecto llamado lente gravitacional . Si bien solo es ligeramente más grande que la Tierra, la enana blanca tiene una masa tan grande que la enana roja físicamente más grande orbita alrededor de su compañera más pequeña. [3]

Con las nuevas observaciones, se demostró que la enana roja tenía una masa de0,51 ± 0,15  M ☉ , un radio de0,540 ± 0,014  R ☉ y una temperatura de 3450 ± 50 K (3180 ± 50 °C; 5750 ± 90 °F). La enana blanca tiene una masa de0,592 ± 0,084  M ☉ , un radio de0,013 45 ± 0,000 91   R ☉ , y una temperatura de 7100 ± 800 K (6800 ± 800 °C; 12 300 ± 1400 °F). [2]

Referencias

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abcd Muirhead, Philip S.; Vanderburg, Andrew; Shporer, Avi; Becker, Juliette; Swift, Jonathan J.; et al. (abril de 2013). "Caracterización de los KOI fríos. V. KOI-256: una binaria de envoltura post-común mutuamente eclipsante". The Astrophysical Journal . 767 (2). 111. arXiv : 1304.1165 . Código Bibliográfico :2013ApJ...767..111M. doi :10.1088/0004-637X/767/2/111. S2CID  30368826.
  3. ^ ab "El hallazgo de un mecanismo de flexión gravitacional lleva a Kepler a conocer a Einstein". NASA . 4 de abril de 2013. Archivado desde el original el 5 de julio de 2015 . Consultado el 29 de agosto de 2015 .
  4. ^ O'Neill, Ian (4 de abril de 2013). "Kepler observa la deformación del espacio-tiempo de una enana blanca". Discovery.com . Archivado desde el original el 15 de septiembre de 2015. Consultado el 29 de agosto de 2015 .
  5. ^ "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para telescopios espaciales". Instituto Científico del Telescopio Espacial . Consultado el 27 de agosto de 2024 .
  6. ^ Borucki, William J.; Koch, David G.; Basri, Gibor; Batalhi, Natalie; Brown, Timothy M.; et al. (julio de 2011). "Características de los candidatos planetarios observados por Kepler . II. Análisis de los primeros cuatro meses de datos". The Astrophysical Journal . 736 (1). 19. arXiv : 1102.0541 . Código Bibliográfico :2011ApJ...736...19B. doi :10.1088/0004-637X/736/1/19. S2CID  15233153.
  7. ^ Szabó, R.; Szabó, Gy. M.; Dálya, G.; Simon, AE; Hodosán, G.; et al. (mayo de 2013). "¿Múltiples planetas o exolunas en sistemas de Júpiter calientes de Kepler con variaciones en el tiempo de tránsito?". Astronomía y Astrofísica . 553 . A17. arXiv : 1207.7229 . Bibcode :2013A&A...553A..17S. doi :10.1051/0004-6361/201220132. S2CID  118791908.
  8. ^ Muirhead, Philip S.; Hamren, Katherine; Schlawin, Everett; Rojas-Ayala, Bárbara; Covey, Kevin R.; et al. (mayo de 2012). "Caracterización de los objetos fríos de interés de Kepler. Nuevas temperaturas efectivas, metalicidades, masas y radios de estrellas anfitrionas candidatas a planetas de Kepler de baja masa". The Astrophysical Journal Letters . 750 (2). L37. arXiv : 1109.1819 . Código Bibliográfico :2012ApJ...750L..37M. doi :10.1088/2041-8205/750/2/L37. S2CID  27131741.