Ответ кратко:
1) Радиус планеты в единицах радиуса звезды:
- Глубина транзита $\delta =(R_p/R_{\ast }{)}^2$. Поэтому
$$R_p/R_{\ast }=\sqrt{\delta }=\sqrt{0.01}=\mathrm{0.1.}$$ - Если звезда типа G близка к $R_{\ast }\approx R_{\odot }$, то $R_p\approx 0.1R_{\odot }\approx 1.0R_{\mathrm{J}}\approx 11R_{\oplus }$.
2) Категория планеты:
- При таком радиусе это вероятно газовый гигант (Jupiter/Saturn типа), а не скалистая планета (скалистые обычно $R_p\lesssim 1.6R_{\oplus }$).
3) Дополнительные наблюдения (что и зачем):
- Высокоточная радиальная спектроскопия (RV): подтвердить природу объекта, измерить массу и исключить затухающее/засвеченное затмение. Ожидаемый порядок амплитуды: для $M_p\sim 1M_J$ при $P=120$ d $K\sim 40m/s$, для Saturn-подобного — несколько 10 м/с; поэтому измерения на уровне единиц—десятков м/с достаточны.
$$K\sim 28.4m/s\frac{M_p\sin i}{M_J}{\left(\frac{P}{1\mathrm{yr}}\right)}^{-1/3}{\left(\frac{M_{\ast }}{M_{\odot }}\right)}^{-2/3}.$$ - Высококадровая многополосная фотометрия транзита: уточнить глубину, формы захода/исчезания (ingress/egress) → ограничить параметр б (impact parameter) и радиус точнее; многополосность помогает выявить хроматические признаки ложных позитивов.
- Высокое угловое разрешение (AO / speckle imaging): проверить наличие близких компаньонов/блендинга, которые могли бы исказить глубину.
- Спектроскопия для характеристики звезды (Teff, log g, [Fe/H]): нужно для перевода относительного $R_p/R_{\ast }$ в абсолютный радиус и оценки массы звезды.
- Пригодные дополнительные опции: RM-эффект во время транзита (для ориентации орбиты) и инфракрасные наблюдения/секондари-эвклип для исследования атмосферных свойств, если цель достаточно яркая.
Короткое дополнительное уточнение по геометрии: длительность $T$ для центрального кругообразного орбиты приближенно даёт
$$\frac{a}{R_{\ast }}\approx \frac{P}{\pi T}.$$ Подставляя $P=120\mathrm{d}$, $T=8\mathrm{h}=1/3\mathrm{d}$, получаем $a/R_{\ast }\sim 115$ (приближённо, зависит от наклона и $R_p$), что согласуется с полуосью $\sim 0.47\mathrm{AU}$ для солнечной массы.