Экзолуна

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Экзоспутник»)
Перейти к: навигация, поиск
Обитаемый спутник планеты HD 28185 b в представлении художника.

Экзолуна, или экзоспутник — естественный спутник экзопланеты.

Методы поиска[править | править вики-текст]

Модель из компьютерной программы Celestia: землеподобный спутник, обращающийся вокруг сатурноподобной планеты.

Экзолуны есть у многих экзопланет, но обнаружить и исследовать их — сложная задача. Несмотря на большие успехи поисков экзопланет, экзолуны труднодоступны для обнаружения всеми существующими методами таких поисков. Так, по сдвигу линий в спектре звезды-хозяйки планету со спутниками невозможно отличить от одинокой. Впрочем, есть несколько других способов поиска экзолун, но они малоэффективны:

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

Прямое наблюдение[править | править вики-текст]

Прямое наблюдение даже экзопланеты, не говоря уже об экзолуне, затруднено большой разницей в светимости любой планеты и родительской звезды. Тем не менее прямые наблюдения экзолун, разогретых приливным нагревом, возможны уже при существующих технологиях[1].

Транзитный метод[править | править вики-текст]

Когда экзопланета проходит перед своей звездой, видимый блеск звезды немного уменьшается. Величина этого эффекта пропорциональна квадрату радиуса планеты. Наименьший объект, открытый этим методом, — Глизе 436 b — размером с Нептун. Экзолуны размером со спутники нашей Солнечной системы не смогут засечь даже запланированные космические телескопы.

По состоянию на 2013 год самым подходящим для поиска экзолун инструментом является орбитальный телескоп «Кеплер», следящий примерно за 150 000 звёзд. Есть ряд работ, посвящённых поиску экзолун с его помощью[2]. В 2009 году было предсказано, что «Кеплер» сможет обнаруживать спутники массой от 0,2 земных (в 10 раз массивнее самых массивных спутников Солнечной системы)[3]. Но согласно работе 2013 года, в системах красных карликов у планет массой до 25 земных даже спутники массой 8-10 земных можно будет обнаружить лишь в 25—50 % случаев[2].

Спектроскопия экзопланеты[править | править вики-текст]

Известно несколько успешных случаев исследования спектров экзопланет, включая HD 189733 A b и HD 209458 b. Но качество спектральных данных для планет намного хуже, чем для звёзд, и выделить составляющую спектра, вносимую спутником, ныне невозможно.

Тайминг пульсара[править | править вики-текст]

В 2008 году Льюис, Сакетт и Мардлиннг из университета Монако предлагали использовать для поиска спутников пульсарных планет тайминг пульсара. Авторы применили этот метод к PSR B1620-26 b и обнаружили, что если вокруг этой планеты будет вращаться стабильный спутник, то он может быть обнаружен, если расстояние между планетой и спутником будет составлять 1/15 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 экзолуны. Более того, работа демонстрирует, как масса экзолуны и её 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 трудности поиска и наблюдения экзолун их свойства остаются малоизвестными. Они должны широко варьироваться, как и свойства спутников нашей Солнечной системы.

Номенклатура[править | править вики-текст]

Международный астрономический союз ещё не установил систему номенклатуры экзолун, поскольку их известно ещё слишком мало. Такая система, возможно, будет использовать для обозначения либо арабские, либо римские цифры, с повышением номера в порядке открытия спутников или расстояния спутника 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.

Примеры в кинематографе[править | править вики-текст]

Примером модели экзолуны может служить Пандора из фильма «Аватар» — спутник газового гиганта. В фильме с достаточной точностью воссозданы особенности звёздного неба, периоды суток, а также вулканические и электрические феномены, возможные на такой экзолуне.

Моделирование массы спутников[править | править вики-текст]

Существует модель[4], позволяющая оценить суммарную массу спутников в зависимости от массы планеты, вокруг которой они обращаются, их максимальное количество и параметры орбит. Модель основана на эмпирически установленной зависимости массы спутников планет гигантов Солнечной системы от массы самих планет. 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, а позже там формируются спутники. Растущие спутники вызывают в газопылевом диске спиралевидные волны, которые, взаимодействуя гравитационно со спутниками, снижают их орбиту до тех пор, пока спутник не столкнётся с планетой.

Этот эффект усиливается с ростом 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].

Пример модели для планеты[править | править вики-текст]

Результаты вводят дополнительные ограничения на массы газовых гигантов других звёзд для возможности существования жизни земного типа на их спутниках. Одно из них заключается в том, что для этого типа жизни нужна 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 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 экзолуны[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Peters, M. A.; Turner, E. L. (2013). «On the Direct Imaging of Tidally Heated Exomoons». The Astrophysical Journal 769 (2). arXiv:1209.4418. DOI:10.1088/0004-637X/769/2/98. Bibcode2013ApJ...769...98P.
  2. 1 2 Awiphan, S.; Kerins, E. (2013). «The detectability of habitable exomoons with Kepler». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 432 (3): 2549–2561. arXiv:1304.2925. DOI:10.1093/mnras/stt614. Bibcode2013MNRAS.432.2549A.
  3. Kipping, David M.; Fossey, Stephen J.; Campanella, Giammarco (2009). «On the detectability of habitable exomoons with Kepler-class photometry». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 400 (1): 398–405. arXiv:0907.3909. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15472.x. Bibcode2009MNRAS.400..398K.
  4. Canup, Robin M.; Ward, William R. A common mass scaling for satellite systems of gaseous planets (англ.) // Nature. — 2006. — Vol. 441, no. 7095. — P. 834—839. — ISSN 0028-0836. — DOI:10.1038/nature04860. — Bibcode2006Natur.441..834C.
  5. Доценко. Предложена периодическая система спутников планет-гигантов (рус.), CNews, OОО «СИНЬЮС.РУ» (16 июня 2006). Проверено 16 марта 2012.
  6. Sokov, E. N.; Vereshchagina, I. A.; Gnedin, Yu. N.; Devyatkin, A. V.; Gorshanov, D. L.; Slesarenko, V. Yu.; Ivanov, A. V.; Naumov, K. N.; Zinov'ev, S. V.; Bekhteva, A. S.; Romas, E. S.; Karashevich, S. V.; Kupriyanov, V. V. (2012). «Observations of Extrasolar Planet Transits with the Automated Telescopes of the Pulkovo Astronomical Observatory». Astronomy Letters 38 (3): 180–190. DOI:10.1134/S106377371203005X. Bibcode2012AstL...38..180S. (Archive of the abstract).
  7. Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты, РИА Новости (6 февраля 2012). Проверено 16 марта 2012.
  8. Bennett, D. P.; Batista, V.; Bond, I. A. et al. (2014). «MOA-2011-BLG-262Lb: A Sub-Earth-Mass Moon Orbiting a Gas Giant Primary or a High Velocity Planetary System in the Galactic Bulge». The Astrophysical Journal 785 (2). arXiv:1312.3951. DOI:10.1088/0004-637X/785/2/155. Bibcode2014ApJ...785..155B.
  9. Новости планетной астрономии // allplanets.ru
  10. Астрономы заметили спутник у экзопланеты, 31 июля 2017
  11. Alex Teachey, David M. Kipping, Allan R. Schmitt HEK VI: On the Dearth of Galilean Analogs in Kepler and the Exomoon Candidate Kepler-1625b I. — 2017-07-26. — arXiv:1707.08563.

Ссылки[править | править вики-текст]