Kepler-35b
| Kepler-35b | ||
|---|---|---|
| Descubrimiento | ||
| Fecha | 2012[1] | |
| Método de detección | Tránsito (Misión Kepler) | |
| Nombre provisional | KOI 2937.02 | |
| Categoría | Exoplaneta | |
| Estrella madre | ||
| Ascensión recta (α) | +19 h 37 m 59,27 s | |
| Declinación (δ) | +46°41′23,14″ | |
| Distancia estelar | 1645 pc | |
| Magnitud aparente | 15,726 | |
| Masa | 0,890 M☉ | |
| Radio | 1,030 R☉ | |
| Temperatura | 5606 Kelvin | |
| Metalicidad | -0,340 (Fe/H) | |
| Elementos orbitales | ||
| Inclinación | 90,760º | |
| Semieje mayor | 0,60347 UA | |
| Excentricidad | 0,042 | |
| Elementos orbitales derivados | ||
| Período orbital sideral | 131,45800000 días | |
| Características físicas | ||
| Masa | 40,36 MTierra | |
| Densidad | 0,410 g/cm³ | |
| Radio | 8,160 RTierra | |
Kepler-35b, nombrado en ocasiones Kepler-35 AB b[2] al orbitar a un sistema de dos estrellas, es un exoplaneta que orbita a la estrella Kepler-35. Fue descubierto por el telescopio espacial Kepler en 2012.[3]
Sistema planetario
[editar | editar código]Kepler-35b es un gigante gaseoso que orbita las dos estrellas del sistema Kepler-35. El planeta tiene más de un octavo de la masa de Júpiter y un radio de 0,728 radios de Júpiter . Completa una órbita ligeramente excéntrica cada 131,458 días desde un semieje mayor de poco más de 0,6 UA, tan solo unas 3,5 veces el semieje mayor entre las estrellas progenitoras. La proximidad y la excentricidad de la estrella binaria, así como la similitud de masas entre ambas estrellas, hacen que la órbita del planeta se desvíe significativamente de la órbita kepleriana. Diversos estudios sugieren que este planeta debió formarse fuera de su órbita actual y migrar posteriormente hacia el interior. La excentricidad de la órbita planetaria se adquiere en la última etapa de la migración, debido a la interacción con el disco de escombros residual.
La simulación numérica de la formación del sistema planetario Kepler-35 ha demostrado que la formación de planetas rocosos adicionales en la zona habitable es muy probable y que estas órbitas planetarias son estables.
Referencias
[editar | editar código]- ↑ «Copia archivada». Archivado desde el original el 31 de marzo de 2017. Consultado el 18 de enero de 2015.
- ↑ «Copia archivada». Archivado desde el original el 16 de marzo de 2015. Consultado el 18 de enero de 2015.
- ↑ «Planet Kepler-35 b». Exoplanet.eu. Consultado el 5 de febrero de 2012.
Enlaces extaernos
[editar | editar código]- “Validation of Kepler's Multiple Planet Candidates. II: Refined Statistical Framework and Descriptions of Systems of Special Interest” by Jack J. Lissauer, et al. NASA Ames Research Center, Moffett Field, CA 94035, USA [1]
- “Validation of Kepler's Multiple Planet Candidates. III: Light Curve Analysis & Announcement of Hundreds of New Multi-planet Systems” by Jason F. Rowe, et al. NASA Ames Research Center, Moffett Field, CA 94035 and SETI Institute, Mountain View, CA 94043, USA [2]