케플러-35

Kepler-35
케플러-35
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 백조자리
우측 상승 19h 37m 59.2726s[1]
탈위임 +46° 41′ 22.952″[1]
특성.
스펙트럼형 G / G[2]
변수형 알골[3]
아스트로메트리
고유 운동 (μ) RA:−2.279±0.058[1]mas/yr
Dec.:−8.262±0.070[1]mas/yr
시차 (π)0.5215 ± 0.0336[1] 마스
거리6,300 ± 400 리
(1,900 ± 100 pc)
궤도[3]
기간 (P)20.73 d
반주축 (a)0.105 au
편심성 (e)0.16
기울기 (i)89.44°
세부사항[4]
케플러-35a
미사0.8877 M☉
반지름1.0284 R☉
루미도0.94 L☉
표면 중력 (log g)4.3623 cgs
온도5,606 K
금속성-0.13
케플러-35B
미사0.8094 M☉
반지름0.7861 R☉
루미도0.41 L☉
표면 중력 (log g)4.5556 cgs
온도5,202 K
금속성-0.13
나이8-12 MYR
기타 지정
KOI-2937, KIC 9837578, 2MASS J19375927+4641231
데이터베이스 참조
심바드자료
KIC자료

케플러-35는 시그너스 별자리에 있는 이항성계다.케플러-35A와 케플러-35B로 불리는 이 별들은 각각 89%와 81%의 태양 질량을 가지며, 둘 다 스펙트럼 등급 G로 가정한다.0.176AU로 분리되며, 20.73일마다 질량의 공통 중심 주위를 도는 편심 궤도를 완성한다.[4]

설명

케플러-35 시스템은 우리에게 가장자리에 정렬된 21일 궤도에서 태양보다 약간 덜 거대한 두 개의 별들로 이루어져 있어 별들이 서로 일식을 하게 된다.궤도는 반주축 0.2au, 경미한 편심률 0.16.의 케플러 위성에 의한 정밀측정으로 도플러 비밍을 검출할 수 있으며, 항성의 타원형 모양과 다른 항성의 반사로 인한 밝기 편차가 있다.[4]

일차 항성은 질량이 0.9이고 반지름은 태양보다 약간 더 크다.유효온도 5,606 K로, 그 발광도는 0.94이다.이차 항성은 질량이 0.8이다.M☉, 반지름 0.8, 유효 표면 온도 5,202 K, 기압 광도 0.4L☉.[4]

행성계

케플러-35b는 케플러-35 계통의 두 별을 공전하는 기체 거성이다.이 행성은 목성 질량의 8분의 1이 넘으며, 목성 반지름은 0.728이다.이 행성은 모항성 사이의 반주축의 약 3.5배에 불과한 0.6AU의 반주축에서 131.458일마다 다소 편심 궤도를 완성한다.이항성은 물론 두 항성 모두 비슷한 질량을 가지고 있어 행성 궤도가 케플러 궤도에서 크게 벗어나게 된다.[5]연구는 이 행성이 현재의 궤도를 벗어나서 형성되었고 후에 내부로 이동했을 것이라는 것을 시사했다.[6]행성 궤도의 편심률은 잔여 이물질 원반과의 상호작용에 의해 이동의 마지막 단계에서 획득된다.[7]

행성계 케플러-35의 형성을 수치적으로 시뮬레이션한 결과 거주 가능 구역에서 암석 행성이 추가로 형성될 가능성이 높으며, 이러한 행성 궤도는 안정적이다.[8]

케플러-35 행성계
동반자
(별에서 순서대로) 		미사 세미마조르 축
(AU) 		궤도 주기
(일) 		편심성 기울기 반지름
b 0.127MJ 0.60347 131.458 0.042 90.760° 0.728 RJ

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  2. ^ Jean Schneider (2012). "Notes for star Kepler-35(AB)". Extrasolar Planets Encyclopaedia. Retrieved 7 April 2012.
  3. ^ a b 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.
  4. ^ a b c d 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.
  5. ^ 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.
  6. ^ 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.
  7. ^ 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
  8. ^ 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

추가 읽기

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): 119. arXiv:1901.07390. Bibcode:2018AstL...44..119D. doi:10.1134/S1063773718010012. S2CID 119226649.