Determination of Parameters for the Exoplanets WASP-52b and WASP-43b

Abstract

In this study, transit observations of the exoplanetary systems WASP-52 b and WASP-43 b obtained from the UT50, T100, and TESS telescopes were analyzed, and the updated physical and orbital parameters of these systems were determined. The transit light curves were normalized using the AstroImageJ software and modeled with the EXOFAST v1.7 program. For the WASP-43 b system, the normalized semi-major axis was found to be $a/R_\star{=}4.90{\pm}0.05$ and the orbital inclination angle was determined as $i{=}82.21^\circ{\pm}2.20^\circ$. Using these parameters and Kepler's third law, the mean stellar density was calculated as $\rho_\star{=}3.37{\pm}0.10$ g cm$^{-1}$. Using the stellar radius value given in the literature ($R_\star{=}0.667{\pm}0.011$ M$_\odot$), the Safronov parameter was calculated as ($\Theta{=}0.080$). Similarly, for the WASP-52\,b system, the parameters were determined as $a/R_\star{=}7.52{\pm}0.02$, $i{=}86.82^\circ{\pm}5.04^\circ$, and $\rho_\star{=}2.63{\pm}0.03$ g cm$^{-1}$. Using the stellar radius value from the literature ($R_\star{=}0.786{\pm }0.017$ M$_\odot$), the Safronov parameter was calculated as ($\Theta{=}0.024$). The O--C diagrams obtained for WASP-52 b and WASP-43 b show that the timing residuals are symmetrically distributed around zero, and within the current observational time baseline, no statistically significant deviation from a linear ephemeris or clear evidence of transit timing variation has been detected.

Keywords

• exoplanets
• surveys
• techniques: photometric

WASP-52b ve WASP-43b Ötegezegenlerine Ait Parametrelerin Belirlenmesi

Öz

Bu çalışmada, WASP-52 b ve WASP-43 b ötegezegen sistemlerine ait UT50, T100 ve TESS teleskoplarından elde edilen geçiş gözlemleri analiz edilerek, söz konusu sistemlerin güncel fiziksel ve yörüngesel parametreleri belirlenmiştir. Geçiş ışık eğrisi verileri AstroImageJ yazılımı kullanılarak normalize edilmiş ve EXOFAST (sürüm 1.7) programı ile modellenmiştir. Modelleme sonuçlarına göre, WASP-43 b sistemi için normalize yarı büyük eksen oranı $a/R_\star{=}4.90{\pm}0.05$ ve yörünge eğim açısı $i{=}82.21^\circ{\pm}2.20^\circ$ elde edilmiş; bu parametreler yardımıyla Kepler'in üçüncü yasası kullanılarak barınak yıldızın ortalama yoğunluğu $\rho_\star{=}3.37{\pm}0.10$ g cm$^{-1}$ olarak hesaplanmıştır. Literatürde verilen barınak yıldız yarıçapı $R_\star{=}0.667_{+0.010}^{-0.011}$ R$_\odot$ esas alınarak Safronov parametresi ($\theta{=}0.080$) bulunmuştur. Benzer şekilde, WASP-52 b sistemi için $a/R_\star{=}7.52{\pm}0.02$, $i{=}86.82^\circ{\pm}5.04^\circ$ ve $\rho_\star{=}2.63{\pm}0.03$ g cm$^{-1}$ parametreleri belirlenmiş; $R_\star{=}0.786{\pm}0.017$ R$_\odot$ değeri kullanılarak Safronov parametresi ($\Theta{=}0.024$) hesaplanmıştır. WASP-52 b ve WASP-43 b için elde edilen O–C diyagramları, her iki sistemde de zamanlama artıklarının sıfır etrafında simetrik dağıldığını ve mevcut gözlemsel zaman tabanı içerisinde lineer efemeristen istatistiksel olarak anlamlı bir sapma ya da belirgin bir geçiş zamanlama değişimi sinyali bulunmadığını göstermektedir.

Anahtar Kelimeler

• exoplanets
• surveys
• techniques: photometric

Kaynakça

1. Akeson R. L., ve diğ., 2013, PASP, 125, 989
2. Baştürk Ö., ve diğ., 2022, MNRAS, 512, 2062
3. Bernabò L. M., ve diğ., 2025, A&A, 694, A233
4. Bonomo A. S., ve diğ., 2017, A&A, 602, A107
5. Chen J., Kipping D., 2017, ApJ, 834, 17
6. Chen G., ve diğ., 2014, A&A, 563, A40
7. Chen G., Palle E., Nortmann L., ve diğ., 2017, AJ, 154, 109
8. Collins K. A., Kielkopf J. F., Stassun K. G., Hessman F. V., 2017, AJ, 153, 77

9. Davoudi F., Baştürk Ö., Yalçınkaya S., Esmer E. M., Safari H., 2021, AJ, 162, 210
10. Eastman J., Gaudi B. S., Agol E., 2013, PASP, 125, 83
11. Esposito M., ve diğ., 2017, A&A, 601, A53
12. Fressin F., Guillot T., Nesta L., 2009, A&A, 504, 605
13. Garai Z., ve diğ., 2021, MNRAS, 508, 5514
14. Gillon M., ve diğ., 2012a, A&A, 542, A4
15. Gillon M., ve diğ., 2012b, A&A, 542, A4
16. Hansen B. M. S., Barman T., 2007, ApJ, 671, 861
17. Hébrard G., ve diğ., 2013, Astronomy & Astrophysics, 552, A120
18. Hellier C., Anderson D. R., Collier Cameron A., et al. 2011, Astronomy & Astrophysics, 535, L7
19. Hoyer S., Pallé E., Dragomir D., Murgas F., 2016, AJ, 151, 137
20. Jiang I.-G., Lai C.-Y., Savushkin A., Mkrtichian D., Antonyuk K., Griv E., Hsieh H.-F., Yeh L.-C., 2016, AJ, 151, 17
21. Lecavelier des Etangs A., Lissauer J. J., 2022, New Astron. Rev., 94, 101641
22. Maciejewski G., ve diğ., 2016, A&A, 588, L6
23. Mancini L., Southworth J., Ciceri S., et al. 2016, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 459, 2506
24. Mancini L., ve diğ., 2017, MNRAS, 465, 843
25. Murgas F., Pallé E., Zapatero Osorio M. R., Nortmann L., Hoyer S., Cabrera-Lavers A., 2014, A&A, 563, A41
26. Poddaný S., Brát L., Pejcha O., 2010, New Astron., 15, 297
27. Ricker G. R., ve diğ., 2009, in American Astronomical Society Meeting Abstracts #213. p. 403.01
28. Seager S., Mallén-Ornelas G., 2003, The Astrophysical Journal, 585, 1038
29. Sharipov D. A., Patel K., Morton T. D., et al. 2018, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 478, 1327
30. Sonbaş E., Karaman N., Özdönmez A., Er H., Dhuga K. S., Göğüş E., Nasiroglu I., Zejmo M., 2022, MNRAS, 509, 5102
31. Winn J. N., 2010, in Seager S., ed., , Exoplanets. University of Arizona Press, pp 55–77, https://arxiv.org/abs/1001.2010