Kepler-283c
Kepler-283c | |
![]() | |
У межах природно-географічного об'єкта | Зона придатна для життя |
---|---|
Каталожний код | Kepler-283c[1], KOI-1298.02[1][2][3], KOI-1298c[2][3] і TIC 270695184c[2] |
Першовідкривач або винахідник | Кеплер |
Дата відкриття (винаходу) | березень 2014[4] |
Спосіб виявлення | транзитний метод[4][3] |
Сузір'я | Лебідь |
Батьківське небесне тіло | KOI-1298d[1][4][3] |
Період обертання | 92,7493557741 ± 0,0004864035 доба[5] |
Велика піввісь орбіти | 51 012 873 908,7 м[4] |
Паралакс | 2,1082 ± 0,0354 кутова мілісекунда[6][1] |
Власний рух за схиленням | −16,43 ± 0,07 кутова мілісекунда на рік[6][1] |
Власний рух за прямим піднесенням | 3,188 ± 0,071 кутова мілісекунда на рік[6][1] |
Радіус | 2,055 ± 0,151 Радіус Землі[7] |
Діаметр | 29 500 ± 1050 км[8] |
Епоха | J2000.0[1][2][3] |
Пряме піднесення | 5,124526157025 радіан[6][1] |
Схилення | 0,834948213125 радіан[6][1] |
Kepler-283c
Kepler-283c — планета, яка була знайдена телескопом Kepler у 2014 році, рухається навколо зірки Kepler-283. Планета знаходиться в так званій «Зоні Златовласки» — тобто, на такій відстані від зірки, що на ній можливе існування води в рідкому вигляді. Її маса дорівнює 1,8 маси Землі, орбітальний період — 93 дня.
У системі зірки Кеплер-283, діаметр якої в два рази менше діаметра Сонця, вчені виявили дві планети, проте друга — Kepler-283B, знаходиться дуже близько до Зірки, і, цілком ймовірно, температура на її поверхні занадто висока для того, щоб планета могла бути придатною для життя.[9]
Параметри планети
Тип: Масса та температура не відомі
Маса: 0 мас Юпітера
Радіус: 0,162 радіусів Юпітера (+ / −0,011)
Орбітальний період: 92.74 земних днів (+ / −0,001413)
Велика піввісь (а): 0,341 астрономічних одиниць
Ексцентриситет (е): 0
Нахил орбіти (я): 0 градусів
Аргумент перицентра (Вт): 0 градусів
Довгота висхідного вузла: 0
Мала піввісь (б): 0,341 а.e (вичисл.)
Перицентр (д): 0,341 а.e (вичисл.)
Апоцентер (Q): 0,341 а.e (вичисл.)
Статус: 4
Примітки
- ↑ а б в г д е ж и к SIMBAD Astronomical Databased:Track:Q654724
- ↑ а б в г Exoplanet Archive — 2011.d:Track:Q5420639
- ↑ а б в г д Енциклопедія позасонячних планет — 1995.d:Track:Q1385430
- ↑ а б в г Caldwell D. A., Barclay T., Fortney J. et al. Validation of Kepler's multiple planet candidates. III. Light curve analysis and announcement of hundreds of new multi-planet systems // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2014. — Vol. 784, Iss. 1. — P. 45. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/784/1/45 — arXiv:1402.6534d:Track:Q30445471d:Track:Q5402996d:Track:Q55881683d:Track:Q56482913d:Track:Q2915886d:Track:Q37641266d:Track:Q42883221d:Track:Q598789
- ↑ Gajdoš P., Vaňko M., Parimucha Š. Transit Timing Variations and linear ephemerides of confirmed Kepler transiting exoplanets // Research in Astronomy and Astrophysics — IOP Publishing, Elsevier BV, 2019. — Vol. 19, Iss. 3. — P. 041. — ISSN 1674-4527; 0253-2379; 0275-1062; 1009-9271 — doi:10.1088/1674-4527/19/3/41 — arXiv:1809.11104d:Track:Q2915886d:Track:Q746413d:Track:Q5110940d:Track:Q114140931
- ↑ а б в г д Gaia Data Release 2 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.d:Track:Q42262d:Track:Q17011141d:Track:Q51905050
- ↑ Jennifer L. van Saders, Gaidos E., Huber D. Revised Radii of Kepler Stars and Planets Using Gaia Data Release 2 // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2018. — Vol. 866, Iss. 2. — P. 99. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AADA83 — arXiv:1805.00231d:Track:Q59879130d:Track:Q114432311d:Track:Q60428739d:Track:Q2915886d:Track:Q5402996d:Track:Q59667257d:Track:Q598789
- ↑ Mann A. W., Ansdell M., Gaidos E. Spectro-thermometry of M dwarfs and their candidate planets: too hot, too cool, or just right? // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2013. — Vol. 779, Iss. 2. — P. 188. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/779/2/188 — arXiv:1311.0003d:Track:Q5402996d:Track:Q59252952d:Track:Q114432311d:Track:Q2915886d:Track:Q59401182d:Track:Q598789d:Track:Q56553920
- ↑ Astronews.ru [Архівовано 27 лютого 2015 у Wayback Machine.]
![]() | Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |
На цю статтю не посилаються інші статті Вікіпедії. Будь ласка розставте посилання відповідно до прийнятих рекомендацій. |