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Kepler-438
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Lyra
Asc. reta	18h 46m 34,99s
Declinação	+41° 57′ 03,93″
Magnitude aparente	15,331
Características
Tipo espectral	M1V
Cor (U-B)	1,212
Cor (B-V)	1,310
Astrometria
Velocidade radial	-90,9 km/s
Mov. próprio (AR)	-16,76 mas/a
Mov. próprio (DEC)	-4,92 mas/a
Paralaxe	5,1035 ± 0,1232 mas
Distância	639 ± 15 anos-luz ; 196 ± 5 pc
Detalhes
Massa	0,544+0,041; −0,061 M☉
Raio	0,520+0,038; −0,061 R☉
Gravidade superficial	log g = 4,740+0,059; −0,029 cgs
Luminosidade	0,044+0,017; −0,012 L☉
Temperatura	3748 ± 112 K
Metalicidade	[Fe/H] = +0,16 ± 0,14
Rotação	37,53 ± 0,73 dias
Idade	4,4+0,8; −0,7 bilhões de anos
Outras denominações
	Kepler-438, KIC 6497146, KOI-3284, 2MASS J18463499+4157039

Kepler-438 é uma estrela anã vermelha na constelação de Lyra, a cerca de 640 anos-luz (196 parsecs) da Terra. É notável por seu sistema planetário, que inclui o exoplaneta Kepler-438b (o único planeta orbitando Kepler-438 conhecido até à data), um mundo possivelmente semelhante à Terra que se encontra na zona habitável de Kepler-438.

Sistema estelar

Kepler-438 é uma estrela de classe M da sequência principal (anã vermelha) com um tipo espectral de M1V.^[1] Sua distância foi originalmente estimada em 145+20
−23 pc,^[3] com base no modelamento de suas propriedades, enquanto as medições diretas de paralaxe pela sonda Gaia indicam uma distância maior de 196 ± 5 pc.^[4] Modelos evolucionários indicam que a estrela tem uma massa próxima de 54% da massa solar e um raio de aproximadamente 52% do raio solar. Sua fotosfera está brilhando com 4,4% da luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 3 750 K. Sua metalicidade parece ser maior que a solar, mas não é conhecida com precisão. A fotometria obtida pela sonda Kepler mostra um período de rotação de cerca de 38 dias, que foi usado para estimar uma idade de 4,4 bilhões de anos.^[3]

Kepler-438 possui duas estrelas companheiras visuais, separadas da primária por 0,44 e 4 segundos de arco a ângulos de posição de 193 e 0° respectivamente. A estrela mais afastada não é considerada uma companheira física, pois possui cores inconsistentes com uma distância igual à da primária. A companheira mais próxima, por outro lado, é provavelmente uma companheira física, tendo uma velocidade radial semelhante à da primária. Se ela realmente for uma companheira física, é uma anã vermelha menor que a primária, com 16% da massa solar e 19% do raio solar, e sua órbita tem aproximadamente um semieixo maior de 64 UA e um período de 690 anos.^[3]^[5]

Sistema planetário

Esta estrela esteve no campo de visão da missão original da sonda Kepler, que coletou por quatro anos dados fotométricos precisos com cadência de 29,4 minutos. A curva de luz obtida revelou quedas periódicas de 0,04% no brilho da estrela, que foram atribuídas a um possível trânsito de um planeta extrassolar em órbita, e a estrela recebeu a designação KOI-3284. Em 2015, a existência do planeta foi "confirmada" (validada estatisticamente) em um artigo que estimou uma probabilidade 2333 vezes menor de a curva de luz ser explicada por outro fenômeno, como uma binária eclipsante de fundo. Com isso, a estrela passou a ser chamada Kepler-438. A sonda Kepler não tem resolução suficiente para diferenciar a estrela Kepler-438 primária de sua companheira separada por 0,4", portanto não é certo qual das duas estrelas possui o planeta em trânsito, mas considerando o formato da curva de luz as estatísticas de planetas extrassolares descobertos pela Kepler, foi considerado mais provável o planeta orbitar a estrela primária.^[3]

O planeta, denominado Kepler-438b, tem um raio estimado de 1,12 vezes o raio da Terra e está a uma distância média de 0,17 UA da estrela, completando uma órbita com um período de 35,23 dias. Sua massa é baixa demais para ser medida pelo método da velocidade radial, o que impede a determinação de sua densidade e composição, mas dado seu tamanho pequeno, foi calculado que ele tem 70% de chance de ser rochoso. O nível de insolação no planeta foi calculado em 1,40+0,67
−0,77 vezes o da Terra, correspondendo a uma chance de 72% de o planeta estar dentro da zona habitável, considerando a definição mais ampla do termo. Com base apenas nesses dois critérios, raio e nível de insolação, este é um dos planetas mais habitáveis já descobertos.^[3] No entanto, um estudo de 2016 identificou sete erupções na curva de luz de Kepler-438 obtida pela sonda Kepler, a mais intensa com liberação de energia de 1,4×10^{7001330000000000000♠33} erg (uma possível supererupção). Isso pode prejudicar a habitabilidade do planeta, já que erupções como essas podem destruir a sua atmosfera. Para se proteger das erupções, Kepler-438b precisa ter uma alta massa e um forte campo magnético.^[6]

Uma busca por exoluas em torno de Kepler-438b, usando como base os trânsitos observados pela sonda Kepler, permitem excluir a presença de luas com mais de 29% da massa do planeta. Esse estudo detectou possíveis variações no tempo de trânsito de Kepler-438b, o que pode ser evidência de planetas adicionais no sistema.^[7]

O sistema Kepler-438 ^[3]
Planeta	Massa	Raio	Semieixo maior (UA)	Período orbital (dias)	Excentricidade	Inclinação
b	—	1,12+0,16 −0,17 R_⊕	0,166+0,051 −0,042	35,23319+0,00025 −0,00029	≥0,03+0,10 −0,03	89,86+0,14 −0,32°

Referências

↑ ^a ^b ^c ^d ^e «KOI-3284 -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 de julho de 2018
↑ ^a ^b ^c Everett, Mark E.; Howell, Steve B.; Kinemuchi, Karen (abril de 2012). «A UBV Photometric Survey of the Kepler Field». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 124 (914). 316 páginas. Bibcode:2012PASP..124..316E. doi:10.1086/665529 Arquivos do catálogo
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Torres, Guillermo; et al. (fevereiro de 2015). «Validation of 12 Small Kepler Transiting Planets in the Habitable Zone». The Astrophysical Journal. 800 (2): artigo 99, 24. Bibcode:2015ApJ...800...99T. doi:10.1088/0004-637X/800/2/99
↑ ^a ^b ^c ^d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
↑ Everett, Mark E.; (fevereiro de 2015). «High-Resolution Multi-Band Imaging for Validation and Characterization of Small Kepler Planets». The Astronomical Journal. 149 (2): artigo 55, 23. Bibcode:2015AJ....149...55E. doi:10.1088/0004-6256/149/2/55
↑ Armstrong, D. J.; et al. (janeiro de 2016). «The host stars of Kepler's habitable exoplanets: superflares, rotation and activity». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (3): 3110-3125. Bibcode:2016MNRAS.455.3110A. doi:10.1093/mnras/stv2419
↑ Kipping, D. M.; et al. (março de 2014). «The Hunt for Exomoons with Kepler (HEK). IV. A Search for Moons around Eight M Dwarfs». The Astrophysical Journal. 784 (1): artigo 28, 14. Bibcode:2014ApJ...784...28K. doi:10.1088/0004-637X/784/1/28