Características
Esta é uma estrela da sequência principal menor e mais fria que o Sol, já tendo sido classificada com os tipos espectrais de K0V ou G8V. Possui uma massa estimada de 88% da massa solar e um raio de 84% do raio solar. Sua fotosfera está brilhando com 49% da luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 5 280 K. Esta estrela tem uma metalicidade alta, um pouco maior que a solar, com uma proporção de ferro 25% superior à do Sol. Seu período de rotação foi medido diretamente por monitoramento fotométricos, sendo igual a aproximadamente 12 dias. Um alto nível de atividade cromosférica e uma rápida rotação sugerem que a estrela é jovem com uma idade próxima de 1 bilhão de anos. Modelos evolucionários estimam uma idade mais provável na faixa de 0,6 a 4,2 bilhões de anos, enquanto a baixa abundância de lítio sugere uma idade de mais de 500 milhões de anos. Um campo magnético foi detectado, com intensidade média de 12,5 G.
Sistema planetário
Em 2006, foi anunciada a descoberta por espectroscopia Doppler de um planeta extrassolar de curto período orbitando HD 102195. A descoberta foi a primeira feita pelo Exoplanet Tracker (ET), um instrumento instalado no Observatório Nacional de Kitt Peak que combina técnicas de espectroscopia e interferometria para obter dados precisos de velocidade radial. HD 102195 foi inicialmente observada 28 vezes pelo ET entre janeiro e maio de 2005, o que revelou grandes variações na sua velocidade radial da ordem de 100 m/s que a tornaram a candidata mais promissora a ter um planeta, dentre um total de 90 estrelas monitoradas. Observações adicionais pelo ET e pelo espectrógrafo do Telescópio Hobby–Eberly confirmaram a descoberta.
Em 2007, o planeta foi descoberto independentemente a partir de dados do espectrógrafo HARPS, que fez 19 observações de HD 102195 entre maio de 2005 e fevereiro de 2006. Os dados de velocidade radial obtidos pelo HARPS são mais precisos e mostraram grande variabilidade além da causada pelo planeta, o que se deve ao alto nível de atividade da estrela. Uma técnica para corrigir as variações causadas por atividade estelar foi empregada, o que permitiu a geração de uma solução orbital melhorada. A solução orbital encontrada pelos dados do HARPS é parecida com a anterior do ET, porém mais precisa.
O planeta, denominado HD 102195 b, é um Júpiter quente com uma massa mínima de 45% da massa de Júpiter, e orbita a estrela a uma distância de aproximadamente 0,05 UA com um período de 4,11 dias. Sua órbita é praticamente circular, com uma excentricidade consistente com zero. Planetas próximos de suas estrelas possuem chances relativamente altas de trânsito, mas observações fotométricas de HD 102195 descartaram essa possibilidade.
