Kepler-35 - Kepler-35

Kepler-35
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíCygnus
Správný vzestup19h 37m 59.2726s[1]
Deklinace+46° 41′ 22.952″[1]
Vlastnosti
Spektrální typG / G[2]
Variabilní typAlgol[3]
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: −2.279±0.058[1] mas /rok
Prosinec: −8.262±0.070[1] mas /rok
Paralaxa (π)0.5215 ± 0.0336[1] mas
Vzdálenost6,300 ± 400 ly
(1,900 ± 100 ks )
Obíhat[3]
Doba (P)20.73 d
Poloviční hlavní osa (A)0.176 au
Excentricita (E)0.16
Sklon (i)89.44°
Detaily[4]
Kepler-35A
Hmotnost0.8877 M☉
Poloměr1.0284 R☉
Zářivost0.94 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.3623 cgs
Teplota5,606 K.
Kovovost-0.13
Kepler-35B
Hmotnost0.8094 M☉
Poloměr0.7861 R☉
Zářivost0.41 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.5556 cgs
Teplota5,202 K.
Kovovost-0.13
Stáří8-12 Myr
Jiná označení
KOI -2937, KIC 9837578, 2MAS J19375927 + 4641231
Odkazy na databáze
SIMBADdata
KICdata

Kepler-35 je binární hvězda systém v souhvězdí z Cygnus. Tyto hvězdy zvané Kepler-35A a Kepler-35B mají hmotnost sluneční hmoty 89% a 81% a předpokládá se, že obě mají spektrální třídu G. Jsou odděleny 0,176 AU a každých 20,73 dne absolvujte excentrickou oběžnou dráhu kolem společného těžiště.[4]

Popis

Systém Kepler-35 se skládá ze dvou hvězd o něco méně hmotných než slunce na 21denní oběžné dráze zarovnané hranou k nám, takže hvězdy navzájem zatmějí. Oběžná dráha má poloviční hlavní osa 0.2 au a mírná výstřednost 0,16. přesných měření provedených Satelitní Kepler dovolit dopplerovské paprsky být detekován, stejně jako změny jasu v důsledku elipsoidního tvaru hvězd a odrazů jedné hvězdy na druhou.[4]

Primární hvězda má hmotnost 0,9M☉ a poloměr zlomkově větší než slunce. S efektivní teplota z 5,606 K., jeho svítivost je 0,94L☉. Sekundární hvězda má hmotnost 0,8M☉, poloměr 0,8R☉, efektivní povrchová teplota 5 202 K.a bolometrická svítivost 0,4L☉.[4]

Planetární systém

Kepler-35b je a plynový gigant který obíhá kolem dvou hvězd v systému Kepler-35. Planeta je přes osminu Jupiterova hmota a má poloměr 0,728 Poloměry Jupitera. Planeta dokončí poněkud excentrickou oběžnou dráhu každých 131,458 dní od semimajorové osy těsně nad 0,6 AU, jen asi 3,5násobku poloviční hlavní osy mezi mateřskými hvězdami. Blízkost a výstřednost binární hvězdy i obou hvězd mají podobné hmotnosti, což vede k tomu, že se oběžná dráha planety významně odchyluje od oběžné dráhy Keplerian.[5] Studie naznačují, že tato planeta musela být vytvořena mimo její současnou oběžnou dráhu a později migrovat dovnitř.[6] Excentricita planetární oběžné dráhy se získává v poslední fázi migrace díky interakci se zbytkovým diskem trosek.[7]

Numerická simulace formování planetárního systému Kepler-35 ukázala, že tvorba dalších skalních planet v obyvatelné zóně je vysoce pravděpodobná a tyto planetární dráhy jsou stabilní.[8]

Planetární systém Kepler-35
Společník
(v pořadí od hvězdy)		HmotnostPoloviční osa
(AU )		Oběžná doba
(dnů )		ExcentricitaSklonPoloměr
b0.127 MJ0.60347131.4580.04290.760°0.728 RJ

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Shrnutí obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  2. ^ Jean Schneider (2012). „Poznámky k hvězdě Kepler-35 (AB)“. Encyklopedie extrasolárních planet. Citováno 7. dubna 2012.
  3. ^ A b Coughlin, J. L .; López-Morales, M .; Harrison, T. E.; Ule, N .; Hoffman, D. I. (2011). "Nízkohmotné zákrytové binární soubory v počátečním vydání Keplerových dat". Astronomický deník. 141 (3): 78. arXiv:1007.4295. Bibcode:2011AJ .... 141 ... 78C. doi:10.1088/0004-6256/141/3/78. S2CID  38408077.
  4. ^ A b C d Welsh, William F .; et al. (2012). "Přecházející cirkumbinární planety Kepler-34 b a Kepler-35 b". Příroda. 481 (7382): 475–479. arXiv:1204.3955. Bibcode:2012Natur.481..475W. doi:10.1038 / příroda 10768. PMID  22237021. S2CID  4426222.
  5. ^ Leung, Gene C. K .; Hoi Lee, Man (2013). „Analytická teorie pro oběžné dráhy obíhajících planet“. Astrofyzikální deník. 763 (2): 107. doi:10.1088 / 0004-637X / 763/2/107.
  6. ^ Paardekooper, Sijme-Jan; Leinhardt, Zoë M .; Thébault, Philippe; Baruteau, Clément (2012). „JAK NEBUDOVAT TATOOINE: OBTÍŽNOST IN SITU FORMACE OKRUHOVÝCH PLANET KEPLER 16b, KEPLER 34b a KEPLER 35b“. Astrofyzikální deník. 754: L16. arXiv:1206.3484. doi:10.1088 / 2041-8205 / 754/1 / L16. S2CID  119202035.
  7. ^ Pierens, A .; Nelson, R. P. (2013), „Scénáře migrace a nárůstu plynu pro okolní planety Kepler 16, 34 a 35“, Astronomie a astrofyzika, 556: A134, arXiv:1307.0713, doi:10.1051/0004-6361/201321777, S2CID  118597351
  8. ^ Macau, E E N .; Domingos, R. C .; Izidoro, A .; Amarante, A .; Winter, O. C .; Barbosa, G. O. (2020), „Formace planety o velikosti Země v obyvatelné zóně hvězd okolo“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 494: 1045–1057, arXiv:2003.11682, doi:10.1093 / mnras / staa757, S2CID  214667061

Další čtení

Demidová, T. V .; Ševčenko, I. I. (2018). „Simulace dynamiky disků trosek v systémech Kepler-16, Kepler-34 a Kepler-35“. Dopisy o astronomii. 44 (2): 119. arXiv:1901.07390. Bibcode:2018AstL ... 44..119D. doi:10.1134 / S1063773718010012. S2CID  119226649.