Kepler-62

Kepler-62

Data pengamatan Epos J2000      Ekuinoks J2000
Rasi bintang	Lyra
Asensio rekta	18j 52m 51.0519d
Deklinasi	+45° 20′ 59.400″
Magnitudo tampak (V)	13.75
Ciri-ciri
Tahap evolusi	Main sequence
Kelas spektrum	K2V
Indeks warna B−V	0.832
Astrometri
Gerak diri (μ)	RA: −25,153±0,026 mdb/thn Dek.: −31,170±0,027 mdb/thn
Paralaks (π)	3,2947±0,0134 mdb
Jarak	990 ± 4 tc (304 ± 1 pc)
Detail
Massa	0.69 ± 0.02 M☉
Radius	0.64 ± 0.02 R☉
Luminositas	0.21 ± 0.02 L☉
Gravitasi permukaan (log g)	4.68 ± 0.04
Suhu	4925 ± 70 K
Metalisitas [Fe/H]	−0.37 ± 0.04
Rotasi	39.3 ± 0.6 days
Kecepatan rotasi (v sin i)	0.4 ± 0.5 km/s
Usia	7 ± 4 gigatahun
Penamaan lain
KIC 9002278, KOI-701, KIC-9002278
Referensi basis data
SIMBAD	data
Extrasolar Planets Encyclopaedia	data

Kepler-62 adalah sebuah bintang yang agak dingin dan lebih kecil daripada matahari. Bintang ini terletak di konstelasi Lyra, dengan jarak dari Bumi yaitu sekitar 990 tahun cahaya. Bintang ini ditemukan dengan metode transit dengan menggunakan Misi Kepler milik NASA yang digunakan untuk mendeteksi planet-planet ataupun bintang-bintang yang ada di kejauhan. Pada 18 April 2013, diumumkan bahwa bintang ini memiliki 5 planet yang dimana, dua dari lima planet ini terletak di zona laik huni, yaitu Kepler-62e dan Kepler-62f. Planet terluarnya adalah planet bebatuan yaitu Kepler-62f.

Asal Usul

Sebelum pengamatan Kepler, Kepler-62 memiliki 2MASS katalog jumlah 2MASS J18525105 + 4.520.595. Dalam Katalog Input Kepler memiliki penunjukan KIC 9002278, dan ketika ditemukan memiliki kandidat planet transit, ia diberi objek Kepler nomor minat KOI-701.

Calon planet terdeteksi di sekitar bintang oleh Misi Kepler NASA, sebuah misi yang bertugas menemukan planet yang sedang transit di sekitar bintang mereka. Metode transit yang digunakan Kepler melibatkan mendeteksi kemiringan dalam kecerahan bintang. Kemiringan dalam kecerahan ini dapat diartikan sebagai planet yang orbitnya melintas di depan bintang-bintang mereka dari perspektif Bumi, meskipun fenomena lain juga dapat bertanggung jawab yang menjadi alasan mengapa istilah calon planet digunakan.

Menyusul penerimaan makalah penemuan, tim Kepler menyediakan moniker tambahan untuk sistem "Kepler-62". Penemu menyebut bintang itu sebagai Kepler-62, yang merupakan prosedur normal untuk menamai exoplanet yang ditemukan oleh pesawat ruang angkasa. Karenanya, ini adalah nama yang digunakan oleh publik untuk merujuk pada bintang dan planet-planetnya.

Planet-planet kandidat yang berhubungan dengan bintang-bintang yang dipelajari oleh Misi Kepler ditugaskan dengan sebutan ".01", ".02", ".03", ".04", ".05" dll. Sesuai nama bintang, dalam urutan penemuan. Jika kandidat planet terdeteksi secara bersamaan, maka urutannya mengikuti urutan periode orbit dari yang terpendek ke yang terpanjang. Mengikuti aturan-aturan ini, tiga kandidat planet pertama terdeteksi secara bersamaan, dengan periode orbit 18.16406, 5.714932, dan 122.3874 hari, masing-masing, dalam rilis data 2011, dengan dua kandidat planet lainnya, dengan periode orbit 267.29 dan 12.4417 hari, masing-masing, terdeteksi dalam rilis data 2012 oleh pesawat ruang angkasa Kepler.

Sebutan b, c, d, e, dan f berasal dari urutan penemuan. Penunjukan b diberikan pada planet pertama yang mengorbit bintang tertentu, diikuti oleh huruf kecil lainnya dari alfabet. Dalam kasus Kepler-62, semua planet yang diketahui dalam sistem diumumkan pada satu waktu, jadi b diterapkan pada planet terdekat dengan bintang dan f ke terjauh. Nama Kepler-62 berasal langsung dari fakta bahwa bintang tersebut adalah bintang ke-62 yang didaftarkan yang ditemukan oleh Kepler untuk mengonfirmasi planet-planet.

Karateristik Bintang

Kepler-62 adalah bintang sekuens tipe-utama yang kira-kira 69% massa dan 64% jari-jari Matahari . Ini memiliki suhu 4.925 K dan berusia 7 miliar tahun. Sebagai perbandingan, Matahari berusia sekitar 4,6 miliar tahun dan memiliki suhu 5778 K.

Bintang ini agak miskin dalam logam, dengan logam ([Fe / H]) sekitar -0,37, atau sekitar 42% dari jumlah besi dan logam berat lainnya ditemukan di Matahari Luminositas bintang adalah tipikal untuk bintang seperti Kepler-62, dengan luminositas sekitar 21% dari luminositas matahari.

Magnitudo bintang yang tampak, atau seberapa terang bintang itu tampak dari sudut pandang Bumi, adalah 13,75. Karena itu, terlalu redup untuk dilihat dengan mata telanjang.

Sistem Planet

Sistem keplanetan Kepler-62

Anggota (diurut dari bintang)	Massa	Sumbu semimayor (AU)	Periode orbit (hari)	Eksentrisitas	Inklinasi	Jari-jari
b	2,1+6,9 −2,1 M⊕	0.0553 ± 0.0005	5.71493 ± 0.00001	0.01 ± 0.14	89.2 ± 0.4°	1.31 ± 0.04 R⊕
c	0,1+3,9 −0,1 M⊕	0.093 ± 0.001	12.4417 ± 0.00001	0.05 ± 0.14	89.7 ± 0.2°	0.54 ± 0.03 R⊕
d	5,5+8,5 −5,5 M⊕	0.120 ± 0.001	18.16406 ± 0.00002	0.03 ± 0.24	89.7 ± 0.3°	1.95 ± 0.07 R⊕
e	4,5+14,2 −2,6 M⊕	0.427 ± 0.004	122.3874 ± 0.0008	0.05 ± 0.21	89.98 ± 0.02°	1.61 ± 0.05 R⊕
f	2,8+7,4 −1,6 M⊕	0.718 ± 0.007	267.29 ± 0.005	0.05 ± 0.14	89.9 ± 0.03°	1.41 ± 0.07 R⊕

Semua planet yang dikenal transit bintang; ini berarti bahwa semua orbit lima planet tampak bersilangan di depan bintang mereka dilihat dari perspektif Bumi. Kecenderungan mereka relatif terhadap garis pandang Bumi, atau seberapa jauh mereka berada di atas atau di bawah bidang pandang, bervariasi kurang dari satu derajat. Hal ini memungkinkan pengukuran langsung periode planet dan diameter relatif (dibandingkan dengan bintang inang) dengan memantau transit setiap bintang dari bintang.

Jari-jari planet jatuh antara 0,54 dan 1,95 jari-jari Bumi . Yang menarik adalah planet e dan f, karena mereka adalah kandidat terbaik untuk planet padat yang jatuh ke zona laik huni bintang mereka. Jari-jari mereka, masing-masing jari-jari Bumi 1,61 dan 1,41, menempatkan mereka dalam kisaran radius di mana mereka mungkin planet terestrial yang solid. Posisi mereka dalam sistem Kepler-62 berarti bahwa mereka berada dalam zona laik huni Kepler-62: kisaran jarak di mana, untuk komposisi kimia tertentu (sejumlah besar karbon dioksida untuk Kepler-62f, dan tutupan awan pelindung untuk Kepler-62e), kedua planet ini dapat memiliki air cair di permukaannya, mungkin sepenuhnya menutupi mereka. Massa planet tidak dapat ditentukan secara langsung dengan menggunakan kecepatan radial atau metode waktu transit; kegagalan ini mengarah ke batas atas yang lemah untuk massa planet. Untuk e dan f, batas atas itu masing-masing berjumlah 36 dan 35 massa Bumi ; massa nyata diperkirakan akan jauh lebih rendah. Berdasarkan model komposisi, massa sebenarnya dari planet mungkin cenderung 2.1, 0.1, 5.5, 4.8, dan 2.8 M masing-masing, dengan ketidakpastian dalam komposisi dan massa atas batas. Keberadaan planet tambahan (pada jarak 0,22 AU, antara Kepler-62e dan Kepler-62f) dari sistem Kepler-62 diprediksi tetapi belum terdeteksi.