Kepler-35b
Planeta extrasolar
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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]
| Kepler-35b | ||
|---|---|---|
| Descubrimiento | ||
| Descubridor | Kepler | |
| Fecha | 2012[1] | |
| Método de detección | Tránsito (Misión Kepler) | |
| Nombre provisional | KOI 2937.02 | |
| Categoría | Exoplaneta | |
| Estrella madre | ||
| Orbita a | Kepler-35 | |
| Constelación | Cygnus | |
| 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 | |
Sistema planetario
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.
