Экзоспутник

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Обитаемый спутник планеты HD 28185 b в представлении художника.

Экзоспутник — естественный спутник экзопланеты.

Методы поиска[править | править вики-текст]

Модель из компьютерной программы Space Engine: Землеподобный спутник, обращающийся вокруг сатурноподобной планеты.

В настоящее время открыт всего лишь один экзоспутник у планеты WASP-12 b — WASP-12 b 1, потому что он всего в 3 раза меньше самой планеты и составляет 0,57 диаметра юпитера[1]. Экзоспутники существуют вокруг многих экзопланет, однако обнаружить их и досконально исследовать на данный момент невозможно. Несмотря на большие успехи поисков планет с помощью спектроскопии звёзд, экзолуны не могут быть найдены практические всеми известными на сегодня методами поиска экзопланет, поскольку сдвиг звёздного спектра принимается за одно тело, вращающееся вокруг звезды — планета плюс её спутник (или несколько её спутников). Хотя есть несколько других способов поиска экзоспутников, которые, однако, являются малоэффективными:

  • Прямое наблюдение
  • Транзитный метод
  • Спектроскопия экзопланеты
  • Тайминг пульсара
  • Эффекты транзитного тайминга

Прямое наблюдение[править | править вики-текст]

Прямое наблюдение даже экзопланеты затруднено из-за большой разницы в светимости между планетой и родительской звездой, не говоря уже о экзоспутнике, тем не менее прямое наблюдения экзоспутников возможно при существующих технологиях[2].

Транзитный метод[править | править вики-текст]

Когда экзопланета проходит перед своей звездой, можно наблюдать небольшое изменение в светимости звезды. Этот эффект, также известный как затемнение, пропорционален квадрату радиуса планеты. Наименьший объект, открытый этим методом, — Глизе 436 b, открытый 11 ноября 2008 г., примерно размера Нептуна. Экзоспутники, имеющие радиус сходный со спутниками нашей Солнечной системы даже запланированные космические телескопы не смогут засечь.

По последним данным[3], британские учёные установили, что орбитальный телескоп «Кеплер» способен обнаруживать не только удаленные экзопланеты, но и их спутники. Расчёты ученых показывают, что «Кеплер» может обнаруживать спутники массой от 0,2 земных (в 10 раз больше самых массивных спутников солнечной системы).

Спектроскопия экзопланеты[править | править вики-текст]

Известно несколько успешных случаев исследования спектров экзопланет, включая HD 189733 b и HD 209458 b. Но качество спектра значительно хуже определяется, чем у звезд. В результате спектральное разрешение недостаточно для поиска спутников.

Тайминг пульсара[править | править вики-текст]

В 2008 году Льюис, Сакетт и Мардлиннг из Университета Монако предлагали использовать тайминг пульсара для поиска спутников пульсарных планет. Авторы применили этот метод к PSR B1620-26 b и обнаружили, что если стабильный спутник будет вращаться вокруг этой планеты, то он может быть обнаружен, если расстояние между планетой и спутником будет составлять одну пятнадцатую расстояния между планетой и пульсаром, а отношение массы луны к планете будет 5 % или больше.

Эффекты транзитного тайминга[править | править вики-текст]

В 2008 году астроном Дэвид Киппинг опубликовал статью о том, как совместить многочисленные наблюдения изменения времени середины транзита с изменениями во времени длительности транзита, что позволит определить уникальную сигнатуру экзоспутника. Более того, работа демонстрирует, как масса экзоспутника и его расстояние до планеты могут быть определены используя эти два эффекта. Автор опробовал этот метод на Глизе 436 b и показал, что эффект тайминга спутника земной массы для этой планеты возможно найти в пределах 20 секунд.

Характеристики[править | править вики-текст]

Из-за принципиальных технических трудностей, связанных с поиском и наблюдением экзоспутников, их свойства остаются неизвестными. Они должны широко варьироваться, как свойства спутников нашей Солнечной системы.

Номенклатура[править | править вики-текст]

Система номенклатуры экзоспутников ещё не была определена Международным астрономическим союзом, поскольку на момент 2013 года известен только один такой спутник. Такая система, возможно, будет использовать либо арабские, либо римские цифры для обозначения, с повышением номера в порядке открытия лун или расстояния луны до родной планеты. Например, если спутники откроют вокруг 51 Пегаса b, то они будут названы либо: «51 Пегаса b 1», «51 Пегаса b 2» и так далее, либо: «51 Пегаса b I», «51 Пегаса b II» и так далее.

Моделирование[править | править вики-текст]

Примером смоделированного экзоспутника может служить воображаемая планета Пандора из фильма «Аватар». В фильме с достаточной точностью воссозданы особенности звёздного неба, периоды суток, а также вулканические и электрические феномены, возможные на экзолуне, обращающейся вокруг газового гиганта.

Моделирование массы спутников[править | править вики-текст]

Существует также модель[4] позволяющая определить массу всех вместе взятых спутников в зависимости от массы планеты, вокруг которой они обращаются, их максимальное количество и параметры орбит. Поводом для создания этой модели послужила эмпирически установленная зависимость массы спутников и самих планет гигантов Солнечной системы. В среднем масса спутников составляет около 0,0001 массы планеты вне зависимости от количества спутников и распределения массы по спутникам.

Доктор Робин Кэнап[en] и доктор Уильям Вард (William R. Ward) вместе с группой учёных из юго-западного исследовательского института США выдвинули гипотезу, по которой во время формирования планеты притягивают газ (преимущественно водород) и пыль из околозвёздного пространства. На заключительном этапе формирования планеты происходит приток вещества на околопланетную орбиту, в котором позже формируются спутники. Растущие по массе спутники вызывают в газопылевом диске спиралевидные волны, которые воздействуя гравитационно со спутниками снижают их орбиту до тех пор, пока спутник не столкнётся с планетой.

Этот эффект проявляется сильнее по мере роста массы спутника. Конечная масса спутника зависит от двух процессов. Во-первых от вещества постоянно прибывающего из газопылевого диска. Во-вторых от увеличивающейся гравитации приводящей к снижению орбиты спутника. Таким образом спутники в модели являются последним поколением спутников, которые не столкнулись с планетой после того как вещество диска исчерпалось и рост спутников и их взаимодействие с диском закончилось.

Расчёты и компьютерное моделирование показали что в ходе этого процесса окончательное соотношение массы всех оставшихся спутников к массе планеты составляет 10−4 массы планеты в широком диапазоне начальных условий[5].

Результаты вводят дополнительные ограничения на массы газовых гигантов других звёзд для возможности существования жизни земного типа на лунах. Одно из них заключается в том, что для этого типа жизни требуется достаточно плотная атмосфера, подобная земной. Спутник должен обладать достаточной массой и как следствие достаточной силой притяжения на поверхности, чтобы атмосфера не улетучивалась в космическое пространство. К примеру для того чтобы спутник имел массу Земли, газовый гигант должен иметь массу не менее 31,463 массы Юпитера (а с некоторым количеством дополнительных маломассивных спутников, схожих со спутниками Юпитера и Сатурна, 32-33) по сути являясь среднемассивным коричневым карликом.

Кандидаты в экзоспутники[править | править вики-текст]

1) 6 февраля 2012 года российскими астрономами заявлено об открытии первого вероятного экзоспутника у планеты WASP-12 b. Астрономы из Пулковской обсерватории в Санкт-Петербурге подтвердили существование экзопланеты, ранее замеченной телескопом Кеплер, а также обнаружили признаки присутствия естественного спутника у другой планеты — горячего юпитера WASP-12 b. Заместитель директора Пулковской обсерватории Александр Девяткин полагает, что кривые изменения блеска звезды в моменты прохождения этой планеты по её диску, полученные за четыре сеанса наблюдений WASP-12 b являются следствием существования у этой экзопланеты естественного спутника. По расчётам учёных, WASP-12 b 1, если действительно существует, имеет гигантские для спутника размеры — её радиус составляет 6,4 радиуса Земли или 0,57 радиуса Юпитера. При этом сама экзопланета лишь в три раза больше своего спутника: радиус WASP-12 b составляет 1,74 радиуса Юпитера[1].

2) MOA-2011-BLG-262L b - либо спутник у свободно плавающей планеты-гиганта, либо планета у звезды - красного или коричневого карлика[6].

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты  (рус.), РИА Новости (6 февраля 2012). Проверено 16 марта 2012.
  2. On the direct imaging of tidally heated exomoons. http://arxiv.org+(21 сентября 2012). Проверено 24 сентября 2012.
  3. «Кеплер» сможет искать спутники у экзопланет, Lenta.ru (4 сентября 2009). Проверено 16 марта 2012.
  4. Robin M. Canup and William R. Ward. A common mass scaling for satellite systems of gaseous planets (англ.) // Nature : рец. науч. журнал. — 2006. — Т. 441. — № 7095. — С. 834—839. — ISSN 0028-0836. — DOI:10.1038/nature04860.
  5. Доценко. Предложена периодическая система спутников планет-гигантов  (рус.), CNews, OОО «СИНЬЮС.РУ» (16 июня 2006). Проверено 16 марта 2012.
  6. Новости планетной астрономии

Ссылки[править | править вики-текст]