Kepler-35
| Kepler-35 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Svanen |
| Rektascension | 19t 37m 59,2726s[1] |
| Deklination | +46° 41′ 22,953″[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G / G[2] |
| Variabeltyp | Algolvariabel[3] |
| Astrometri | |
| Egenrörelse (µ) | RA: -2,280[1] mas/år Dek.: -8,305[1] mas/år |
| Parallax () | 0,5248 ± 0,0260[1] |
| Avstånd | 6 200 ± 300 lå (1 910 ± 90 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,8877[4] M☉ |
| Radie | 1,0284[4] R☉ |
| Luminositet | 0,94[4] L☉ |
| Temperatur | 5 606[4] K |
| Metallicitet | -0,13[4] |
| Andra beteckningar | |
| Kepler-35, KOI-2937, 2MASS J19375927+4641231, KIC 9837578, Gaia DR3 2128155371757730816, Gaia DR2 2128155371757730816[5] | |
Kepler-35, även känd som KOI-2937, är en dubbelstjärna i mellersta delen av stjärnbilden Svanen, inom synfältet för Keplerteleskopet. Baserat på uppmätt parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget enligt Gaia Data Release 3 på ca 0,525 mas[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 6 200 ljusår (ca 1 910 parsec) från solen.
Egenskaper
Primärstjärnan Kepler-35 A är en gul till vit stjärna i huvudserien förmodligen av spektralklass G.[2] Den har en massa av ca 0,89[4] solmassa, en radie av ca 1,03[4] solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 0,94[4] gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 5 600 K.[4]
Följeslagaren Kepler-35 B, separeerad med 0,176 AE från primärstjärnan, är en gul till vit stjärna i huvudserien även den med förmodad spektralklass G.[2] Den har en massa av ca 0,81 solmassa,[4] en radie av ca 0,79[4] solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 0,41[4] gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 5 200 K.[4]
Stjärnorna cirkulerar med en omloppsperiod av 20,73[4] dygn i en bana som ligger i linje med siktlinjen mot jorden så att stjärnorna förmörkar varandra. Banan har en halv storaxel av 0,2 AE och en svag excentricitet på 0,16. De exakta mätningarna som görs av Keplerteleskopet gör att dopplerstrålning kan detekteras, liksom variationer i ljusstyrka på grund av stjärnornas ellipsoida form och reflektioner av en stjärna på den andra.[4]
Planetsystem
Kepler-35 b är en gasjätte som kretsar kring de båda stjärnorna i Kepler-35-systemet. Planeten är över en åttondel av Jupiters massa och har en radie på 0,728 Jupiterradier. Planeten har en omloppsperiod av 131,458 dygn i en något excentrisk bana med en halv storaxel på drygt 0,6 AE, bara cirka 3,5 gånger den mellan moderstjärnorna. Närheten och excentriciteten hos både dubbelstjärnan och att båda stjärnorna har liknande massa resulterar i att planetens omloppsbana väsentligt avviker från Keplersisk omloppsbana.[7] Studier har föreslagit att denna planet måste ha bildats utanför dess nuvarande omloppsbana och migrerat inåt senare.[8] Excentriciteten av planetarisk omloppsbana förvärvas på det sista stadiet av migration, på grund av interaktion med den återstående stoftskivan.[9]
Numerisk simulering av bildandet av planetsystemet Kepler-35 har visat att bildandet av ytterligare stenplaneter i den beboeliga zonen är mycket troligt, och att dessa planetbanor är stabila.[10]
(AE) | (d) | |||||
|---|---|---|---|---|---|---|
Se även
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Kepler-35, 18 juli 2024.
Noter
- ^ [a b c d e f] Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
- ^ [a b c] Jean Schneider (2012). "Notes for star Kepler-35(AB)". Extrasolar Planets Encyclopaedia. Archived from the original on 24 February 2012. Hämtad 7 april 2012.
- ^ Coughlin, J. L.; López-Morales, M.; Harrison, T. E.; Ule, N.; Hoffman, D. I. (2011). "Low-mass Eclipsing Binaries in the Initial Kepler Data Release". The Astronomical Journal. 141 (3): 78. arXiv:1007.4295. Bibcode:2011AJ....141...78C. doi:10.1088/0004-6256/141/3/78. S2CID 38408077.
- ^ [a b c d e f g h i j k l m n o] Welsh, William F.; et al. (2012). "Transiting circumbinary planets Kepler-34 b and Kepler-35 b". Nature. 481 (7382): 475–479. arXiv:1204.3955. Bibcode:2012Natur.481..475W. doi:10.1038/nature10768. PMID 22237021. S2CID 4426222.
- ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=Kepler-35. Hämtad 2024-09-02.
- ^ "Kepler Preview for KPLR008572936-2009259160929". Mikulski Archive for Space Telescopes. Space Telescope Science Institute. Hämtad 10 september 2022.
- ^ Leung, Gene C. K.; Hoi Lee, Man (2013). "An Analytic Theory for the Orbits of Circumbinary Planets". The Astrophysical Journal. 763 (2): 107. arXiv:1212.2545. Bibcode:2013ApJ...763..107L. doi:10.1088/0004-637X/763/2/107.
- ^ Paardekooper, Sijme-Jan; Leinhardt, Zoë M.; Thébault, Philippe; Baruteau, Clément (2012). "HOW NOT TO BUILD TATOOINE: THE DIFFICULTY OF IN SITU FORMATION OF CIRCUMBINARY PLANETS KEPLER 16b, KEPLER 34b, AND KEPLER 35b". The Astrophysical Journal. 754 (1): L16. arXiv:1206.3484. Bibcode:2012ApJ...754L..16P. doi:10.1088/2041-8205/754/1/L16. S2CID 119202035.
- ^ Pierens, A.; Nelson, R. P. (2013), "Migration and gas accretion scenarios for the Kepler 16, 34 and 35 circumbinary planets", Astronomy & Astrophysics, 556: A134, arXiv:1307.0713, Bibcode:2013A&A...556A.134P, doi:10.1051/0004-6361/201321777, S2CID 118597351
- ^ Macau, E E N.; Domingos, R. C.; Izidoro, A.; Amarante, A.; Winter, O. C.; Barbosa, G. O. (2020), "Earth-size planet formation in the habitable zone of circumbinary stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 494: 1045–1057, arXiv:2003.11682, doi:10.1093/mnras/staa757, S2CID 214667061
Vidare läsning
Demidova, T. V.; Shevchenko, I. I. (2018). ”Simulations of the Dynamics of the Debris Disks in the Systems Kepler-16, Kepler-34, and Kepler-35”. Astronomy Letters 44 (2): sid. 119. doi:10.1134/S1063773718010012. Bibcode: 2018AstL...44..119D.
