# KOI-256

KOI-256 és un estel binari localitzat a la constel·lació del Cigne, Cygnus, a aproximadament 1.828 anys llum (560 parsecs) de la Terra. Malgrat que les observacions del telescopi espacial Kepler suggerien que el sistema contenia un exoplaneta del tipus gegant gasós orbitant a la nana vermella, estudis posteriors van determinar que KOI-256 era un sistema binari compost per una nana roja orbitant una nana blanca.

## Origen del nom

L'acrònim "KOI" prové de Kepler Object of Interest (Objecte d'Interès Kepler) i significa que l'objecte ha estat catalogat pel telescopi espacial Kepler durant la seva cerca de planetes extrasolars mitjançant el mètode de trànsit. El "256" correspon al nombre de l'objecte.

## Característiques

Les observacions inicials pel telescopi espacial Kepler van suggerir la presència d'una nana vermella central amb una massa de 0.65 masses solars, un radi de 1.1 radis terrestres, i una temperatura de 3.639 K. S'estimava que el seu exoplaneta candidat tindria una massa de 14.8 masses terrestres, un radi de 25.34 radis terrestres, un període orbital d'1.38 dies, una temperatura de 1.160 K (890 °C), i un semieix major de 0.021 ua. Estudis posteriors realitzats per Muirhead et al. (2012) van redefinir els paràmetres de l'exoplaneta a un radi de 5.60 ± 0.76 radis terrestres, una temperatura de 726 K, i un semieix major de 0.016 ua.
Muirhead Et al. (2013) van realitzar observacions addicionals amb el Telescopi Hale a l'Observatori Palomar. Utilitzant el mètode de velocitat radial per a la detecció de l'exoplaneta, l'equip de Muirhead va trobar que la nana vermella es trontollava massa com per ser causat per un objecte de massa planetari, i era més probable que fos influït per una nana blanca. Utilitzant dades ultraviolades de l'observatori espacial GALEX, es va observar que la nana vermella era significativament activa, suggerint pertorbacions causades per una nana blanca. L'equip va revisar les dades de Kepler, i va trobar que quan la nana blanca passava davant de la nana vermella, la llum de la nana vermella es deformava i amplificava, un efecte anomenat lent gravitatòria. Només sent lleugerament més gran que la Terra, la nana blanca té tanta massa que la nana vermella, físicament més gran, orbita al voltant de la seva companya més petita.
Amb les noves observacions, la nana vermella ha mostrat tenir una massa de 0.51± 0.15 masses solars, un radi de 0.540 ± 0.014 radis solars, i una temperatura de 3.450 K. La nana blanca té una massa de 0.592 ± 0.084 masses solars, un radi de 0.01345 ± 0.00091 radis solars, i una temperatura de 7.100 ± 800 K.

## Referències

* 1 2 Juliette Becker «Characterizing the cool KOIs. VI. H- and K-band spectra of Kepler M dwarf planet-candidate hosts». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 18-06-2014, pàg. 5. DOI: 10.1088/0067-0049/213/1/5.
* 1 2 3 4 5 6 7 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* 1 2 Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Identificador Extrasolar Planets Encyclopaedia d'exoplaneta: k00256_01--4577. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 1 2 3 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
* ↑ Jeffrey L. Coughlin «A uniform search for secondary eclipses of hot Jupiters in Kepler Q2 light curves». Astronomical Journal, 2012, pàg. 39. DOI: 10.1088/0004-6256/143/2/39.
* ↑ Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Douglas A. Caldwell «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler. II. Analysis of the first four months of data» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 29-06-2011, pàg. 19. DOI: 10.1088/0004-637X/736/1/19.
* ↑ Ayiomamitis, Anthony. «Differential Photometry - KOI 256 in Cygnus». Perseus.gr, 28-08-2011. [Consulta: 29 agost 2015].
* ↑ «Gravity-Bending Find Leads to Kepler Meeting Einstein». NASA, 04-04-2013 [Consulta: 29 agost 2015]. Arxivat 2015-07-05 a Wayback Machine.
* ↑ O'Neill, Ian «Kepler Watches White Dwarf Warp Spacetime». Discovery.com, 04-04-2013 [Consulta: 29 agost 2015]. «Còpia arxivada». Arxivat de l'original el 2015-09-15. [Consulta: 21 gener 2021].
* ↑ Borucki, William J.; Koch, David G.; Basri, Gibor; Batalhi, Natalie; Brown, Timothy M. «Characteristics of Planetary Candidates Observed by Kepler. II. Analysis of the First Four Months of Data». The Astrophysical Journal, 736, 1, 7-2011. arXiv: 1102.0541. Bibcode: 2011ApJ...736...19B. DOI: 10.1088/0004-637X/736/1/19.
* ↑ Szabó, R.; Szabó, Gy. M.; Dálya, G.; Simon, A. E.; Hodosán, G. «Multiple planets or exomoons in Kepler hot Jupiter systems with transit timing variations?». Astronomy and Astrophysics, 553, 5-2013. arXiv: 1207.7229. Bibcode: 2013A&A...553A..17S. DOI: 10.1051/0004-6361/201220132.
* ↑ Muirhead, Philip S.; Hamren, Katherine; Schlawin, Everett; Rojas-Ayala, Bárbara; Covey, Kevin R. «Characterizing the Cool Kepler Objects of Interests. New Effective Temperatures, Metallicities, Masses, and Radii of Low-mass Kepler Planet-candidate Host Stars». The Astrophysical Journal Letters, 750, 2, 5-2012. arXiv: 1109.1819. Bibcode: 2012ApJ...750L..37M. DOI: 10.1088/2041-8205/750/2/L37.
* ↑ «Gravity-Bending Find Leads to Kepler Meeting Einstein». NASA, 04-04-2013 [Consulta: 29 agost 2015]. Arxivat 5 de juliol 2015 a Wayback Machine.
* ↑ Muirhead, Philip S.; Vanderburg, Andrew; Shporer, Avi; Becker, Juliette; Swift, Jonathan J. «Characterizing the Cool KOIs. V. KOI-256: A Mutually Eclipsing Post-common Envelope Binary». The Astrophysical Journal, 767, 2, 4-2013. arXiv: 1304.1165. Bibcode: 2013ApJ...767..111M. DOI: 10.1088/0004-637X/767/2/111.