Среди родительских звезд транзитных кандидатов Кеплера есть несколько достаточно ярких для того, чтобы можно было измерить частоты колебаний их фотосфер (этот метод изучения звезд называется астросейсмологией). Спектр колебаний звезды чувствителен к ее массе, радиусу, скорости вращения и даже возрасту, что позволяет достаточно точно определить ее свойства. Именно это было проделано со звездой KOI-42, демонстрирующей транзитный сигнал глубиной 331 ppm.
   Дело осложнилось тем, что звезда KOI-42 (KIC 8866102, HD 175289) – двойная. Рядом с более ярким компонентом KOI-42A спектрального класса F и видимой звездной величиной +9.4 на расстоянии 1.6 угловых секунд находится более тусклый компонент KOI-42B спектрального класса К и видимой звездной величины +12.2. И заранее было не ясно, вокруг какого именно компонента вращается транзитный кандидат, и какова его природа. Разобраться во всем этом взялась группа европейских астрономов под руководством Винсента ван Эйлена (V. van Eylen).
   Сначала ученые изучили фотометрию звезды, полученную в «короткой» моде (т.е. снимавшуюся каждые 58.8 секунд). Это позволило им получить спектр колебаний фотосферы KOI-42A и довольно точно определить ее свойства. Масса звезды KOI-42A (получившей также имя Kepler-410A) оказалась равной 1.214 ± 0.033 солнечных масс, радиус – 1.35 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 2.72 ± 0.18 раза превысила солнечную. Возраст звезды оценили в 2.76 ± 0.54 млрд. лет.
   Потом ван Эйлен с коллегами получил кривые блеска KOI-42 с помощью космического телескопа им. Спитцера. Поскольку звезды KOI-42 имеют разную температуру (~6300 K у компонента A и ~4850 K у компонента B), отношение их светимости оказывается разным для разных длин волн. В оптическом диапазоне светимость компонента B составляет 8% от светимости компонента A, а в инфракрасной полосе Ks – уже 17%. Поэтому если бы планета вращалась вокруг компонента B, глубина транзита планеты увеличилась бы при переходе к инфракрасному диапазону, чего явно не наблюдается (глубина транзита, измеренного на Спитцере, составила 260 ± 90 ppm). Таким образом, астрономы убедились, что планета вращается вокруг более яркой звезды.
   Масса планеты Kepler-410A b пока не известна. Ее радиус – 2.84 ± 0.054 радиусов Земли, т.е. планета попадает в размерный класс нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1226 ± 0.0047 а.е. (19.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.17 ± 0.07, и делает один оборот за 17.83365 ± 0.00005 земных суток.
   Помимо всего прочего, ван Эйлен с коллегами определили наклон оси вращения звезды (он оказался равным 82.5 ^+7.5/_-2.5°), и сравнил его с наклонением орбиты планеты (87.72 ± 0.15°). Близость этих величин говорит о том, что орбита Kepler-410 A b мало наклонена к звездному экватору.
   Интересно, что моменты наступления середины транзита планеты Kepler-410A b испытывают периодические колебания с амплитудой 33 минуты, что говорит о наличии в этой системе еще одного или нескольких тел.   Гравитационным влиянием других планет можно объяснить и заметный эксцентриситет орбиты данной планеты. Однако подробный TTV-анализ системы Kepler-410A – дело будущего, пишет сайт Планетные системы.