Kepler-35

Kepler-35 est un étoile binaire dont les deux composantes sont semblables au Soleil. Elle est située à environ ∼6 250 a.l. (∼1 920 pc) de la Terre[1]. Les étoiles, nommées Kepler-35 A et Kepler-35 B ont des masses de respectivement 89 % et 81 % masse solaire ; elles sont donc toutes les deux de classe spectrale G[3]. Elles sont distantes de 0,176 UA et parcourent une orbite excentrique autour d'un centre de masse commun en 20,73 jours[4].

Kepler-35 A et B
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 37m 59,2726s[1]
Déclinaison +46° 41′ 22,952″[1]
Constellation Cygne
Magnitude apparente 16,0[2] / 

Localisation dans la constellation : Cygne

Caractéristiques
Type spectral G / G[2]
Variabilité Algol / Algol
Astrométrie
Mouvement propre μα = −2,279 mas/a[1]
μδ = −8,262 mas/a[1]
Parallaxe 0,521 5 ± 0,033 6 mas[1]
Distance 1 917,55 ± 123,55 pc (∼6 250 a.l.)[1]
Caractéristiques physiques
Masse 0,887 7 M☉ / 0,809 4 M☉[3]
Rayon 1,028 4 R☉ / 0,786 1 R☉[3]
Gravité de surface (log g) 4,362 3 / 4,555 6[3]
Luminosité 0,94 L☉ / 0,41 L☉[3]
Température 5 606 K / 5 202 K[3]
Métallicité −0,13 [Fe/H] / −0,13 [Fe/H][3]
Âge 8 à 12 × 106 a[3]
Composants stellaires
Composants stellaires Kepler-35 A, Kepler-35 B
Système planétaire
Planètes 1 : Kepler-35 (AB) b
Kepler-35
Demi-grand axe (a) 0,176[4]
Excentricité (e) 0,16[4]
Période (P) 20,73 j
Inclinaison (i) 89,44°[4]
Argument du périastre (ω) °
Longitude du nœud ascendant (Ω) °
Époque du périastre (τ) JJ

Autres désignations

Kepler-35, KOI-2937, KIC 9837578, 2MASS J19375927+4641231[5]

Planète

Kepler-35 b, formellement désignée Kepler-35 (AB) b, est une géante gazeuse qui orbite autour du système double Kepler-35. Elle a une masse d'un peu plus d'un huitième de celle de Jupiter et son rayon est estimé à 0,728 fois celui de Jupiter. Kepler-35 b parcourt une orbite relativement excentrique en 131,458 jours, dont le demi-grand axe mesure un peu plus de 0,6 ua, seulement environ 3,5 fois le demi-grand axe séparant ses étoiles-mères. La proximité et l'excentricité des deux étoiles ainsi que le fait que leurs masses sont similaires font que l'orbite de la planète ressemble peu à une orbite képlérienne[6]. Les études suggèrent que cette planète s'est probablement formée plus loin que son orbite actuelle et qu'elle s'est rapprochée par la suite[7].

Notes et références
  1. (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. exoplanet.eu
  3. (en) William F. Welsh et al., « Transiting circumbinary planets Kepler-34 b and Kepler-35 b », Nature, vol. 481, no 7382,‎ , p. 475–479 (DOI 10.1038/nature10768, Bibcode 2012Natur.481..475W, arXiv 1204.3955)
  4. (en) J. L. Coughlin et al., « Low-mass Eclipsing Binaries in the Initial Kepler Data Release », The Astronomical Journal, vol. 141, no 3,‎ , p. 16, article no 78 (DOI 10.1088/0004-6256/141/3/78, Bibcode 2011AJ....141...78C, arXiv 1007.4295)
  5. (en) KOI-2937 -- Eclipsing binary of Algol type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. Analytic Theory for the Orbits of Circumbinary Planets: Gene C. K. Leung, Man Hoi Lee (HKU)
  7. How not to build Tatooine: the difficulty of in situ formation of circumbinary planets Kepler 16b, Kepler 34b and Kepler 35b July 20, 2012 PAARDEKOOPER S.-J., LEINHARDT Z., THEBAULT Ph. & BARUTEAU C. ApJ. Letters, 754, L16

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