Vid varje offentlig föreläsning om exoplaneter ställer någon nödvändigtvis en fråga om exoplanetssatelliter. Frågan är så intressant att den förtjänar en separat artikel.
För närvarande närmar sig antalet hittade exoplaneter sex tusen (inklusive okonfirmerade). Hur många stora satelliter ska dessa planeter ha? När vi tittar på vårt solsystem kan vi anta att ungefär samma sak - vi har sju satelliter på månens storlek och större för åtta planeter (Moon, Io, Europa, Ganymede, Callisto, Titan, Triton). Vad sägs om satelliterna på exoplaneter? Tyvärr, hittills nästan ingenting. Ändå börjar de första, ännu vaga, resultaten dyka upp.
Planeternas satelliter är intressanta eftersom livet är möjligt på dem, även om planeten är gigantisk och i sig är inte på något sätt anpassad för livet. Till exempel hittades ganska många jätteplaneter i den "bebodliga zonen" (45 enligt 2014-uppgifterna). Om de har tillräckligt stora satelliter, varför ska inte livet uppstå på dem? Det borde vara en underbar utsikt: en jätteplan som dominerar himlen, synlig både natt och dag. Naturligtvis inspirerar en sådan bild konstnärer, och till viss del forskare, som arbetar med Keplers data. Uppenbarligen är denna information den enda platsen där en exoplanet-satellit för närvarande kan upptäckas.
Till att börja med, några användbara koncept.
En planets satellit kan inte kretsa runt den på något avstånd. Omloppets storlek begränsas ovanifrån av den så kallade Hill-sfären, utanför vilken satelliten lämnar planetens gravitationsfält och blir en oberoende följeslagare till stjärnan. Här är denna sfärs radie för det enklaste fallet, när satellitens omloppsbana är cirkulär: RH = a (m / 3M) 1/3, där a är planetens halvbana axel, m är planetens massa, M är stjärnmassan. För jorden är Hill-radien cirka 1,5 miljoner km. Lite längre bort ligger Lagrange-punkterna L1 och L2, där rymdteleskop tas ut. Hill's radie nära Neptune, ett rekord i solsystemet, är cirka 100 miljoner km. I verkligheten, på grund av olika störande faktorer, är banans radie, som är stabil i en skala av miljarder år, mindre - ungefär hälften eller till och med en tredjedel av Hill-radien.
Omloppets storlek är också begränsad underifrån: i en för nära bana rivs satelliten isär av planetens tyngdkraft och förvandlas till en slags ringar av Saturnus. Denna gräns kallas Roche-zonen, dess väsen: tidvattenkrafterna överskrider satellitens självtyngd. Roche-gränsen beror på den sistnämnda styvheten: om en satellit kan deformeras som en vätska, är Roche-gränsen nästan dubbelt så stor. Alla satelliter i solsystemet ligger utanför den "hårda" Roche-gränsen, men vissa finns lyckligtvis inom "vätske" -gränsen, till exempel de fem närmaste satelliterna i Saturnus.
För de hetaste jupiterna är radien för Hill-sfären nära Roche-gränsen - de kan verkligen inte ha satelliter. Men det finns andra mekanismer för instabiliteten hos satellitbanor som verkar i närheten av stjärnan, så att sannolikheten för att det finns satelliter i planeter med en omloppsperiod på upp till 10-20 dagar i miljarder år är försumbar. Det är synd, eftersom det finns många exoplaneter med kort tid bland de upptäckta exoplaneterna, och under de kommande åren kommer de att dominera bland nyanlända. Och viktigast av allt är att satelliterna på korta perioder skulle vara enklast att upptäcka om de var där.
Men vi är mest intresserade av satelliter på planeterna i den "bebodliga zonen". Där kan deras banor vara stabila i många miljarder år - titta på månen.
Kampanjvideo:
Hur man hittar en exoplanet-satellit
Hur stor kan planetarsatelliter vara? Utifrån solsystemet är det typiska förhållandet mellan den totala massan av satelliter och planetens massa 1/10000. Detta gäller för Jupiter-systemet, Saturn (med ett litet överskott på grund av Titan) och Uranus. Neptunus och Mars har mindre "infödda" satelliter (Triton är inte infödda, det är ett fångat objekt för Kuiper-bältet). Uppenbarligen är ett sådant förhållande naturligt när satelliter bildas från en dammig skiva runt planeten. Månen är en separat konversation, dess massa är två storleksordningar högre än den typiska massan av satelliter, den bildades som ett resultat av en katastrofal kollision. Då har vi rätt att förvänta oss att massan av superjupitersatelliter med 10 jupiteriska massor (och det finns många sådana har hittats) kommer att vara i ordning av massan av Mars. En sådan kropp kan väl märkas under en planets transitering - först förstörs stjärnan av satelliten, sedan planeten själv. Effekten från satelliten blir hundra gånger mindre, men med god transitstatistik (planeten korsar stjärnans skiva många gånger) kan den mer eller mindre pålitligt upptäckas. Naturligtvis kan en fångad planet också vara en satellit, i det här fallet kan den vara betydligt större, men knappast någon kan säga vad sannolikheten för att hitta ett onormalt stort fångat objekt är.
Ett annat alternativ är transittid. Om satelliten är framför planeten i sin bana runt stjärnan, inträffar planeten genomgången lite senare, om den släpar efter - lite tidigare. Till exempel, om alla satelliter i Jupiter är sammansatta till en och placeras i stället för Ganymede, kommer förskjutningen av Jupiter att vara plus eller minus 100 km, vilket uttrycks i en fördröjning / förflyttning av transiter med cirka 7 s - 4 storleksordningar minus transittid. Detta är långt bortom mätnoggrannheten. Satelliten måste vara onormalt stor. I allmänhet är denna metod svagare än den tidigare.
Planetens satelliter kan i princip inte detekteras med den spektrometriska metoden från en stjärns radialhastighet - här är alla tänkbara effekter från en satellit försumbara.
Metoden för gravitationsmikrolensering kvarstår, men den är baserad på sällsynt lycka. Om bakgrundsstjärnan (inte värdstjärnan, men den avlägsna i bakgrunden) passerar exakt bakom planeten med satelliten, kommer en dubbel spik att visas i ljuskurvan för denna stjärna.
Tre transiter av planeten Kepler 1625b (det finns bara tre i Kepler-databasen). Ljuskurvan för stjärnan Kepler 1625 visas. Den heldragna linjen är - passande modell med en satellit på storleken Neptun. Den statistiska betydelsen av modellen - 4.1 σ. Om vi tar bort den tredje transiteringen sjunker betydelsen till ett försumbart värde.
I allmänhet är den mest lovande den första av de listade metoderna - satellittransitering. Det kräver ett mycket stort antal observationer. En sådan matris finns, det är Keplers arkivdata, som finns i det offentliga området. Kepler arbetade på huvudprogrammet i drygt fyra år. Det räcker inte för att pålitligt upptäcka satellitöverföringar i "livets zon", men de bästa uppgifterna finns inte. För närvarande måste spår av satelliter letas där, och det är mycket möjligt att en satellit redan har hittats.
Sökningen efter exoluns
Den första antydan till satelliter hittades nära planeten med "telefonnummer" 1SWASP J140747.93-394542.6 b. Det är en jätteplanet med en massa på 20 Jupiter - på gränsen till en brun dvärg1. Transiteringar visade att det har ett enormt system av ringar, ringarna har luckor och satelliter bör sitta i luckorna - de äter dessa luckor. Det är allt. Det finns ingen annan information om dessa satelliter.
En annan satellit hittades genom mikrolering av en föräldralös planet som fritt flyger i rymden. Det är svårt att säga något om massan på planeten och satelliten - det kan vara en brun dvärg med en "neptun" som kretsar runt den. Det här fallet är inte så intressant.
År 2012 tillkännagav astronomer vid Pulkovo-observatoriet en möjlig upptäckt av en satellit nära exoplaneten WASP 12b. Det är en mycket het Jupiter som kretsar runt en solklassstjärna på en dag. Under planetens transitering observerades skurar av ljusstyrka, som enligt observatörens författare kan tolkas som planets passage genom stjärnfläckar eller som en satellit på planeten, som regelbundet smälter samman med dess skiva. Den andra tolkningen orsakade ett märkbart svar i den ryska pressen, men det är helt enkelt inte fysiskt: Hill-sfären för denna planet sammanfaller praktiskt med Roche-zonen. Det kan inte finnas någon satellit där.
För att söka efter exoner i Kepler-data organiserades HEK (Hunt for Exomoons with Kepler) -projektet. Projektgruppen har skakat upp informationen väl och verkar ha dragit lite användbar information därifrån. Det är sant, inte särskilt optimistiskt. Resultaten nedan publicerades i oktober 2017 i en artikel2.
Å ena sidan hittades en indikation på satelliten till planeten Kepler 1625 b. Den statistiska signifikansen är ungefär 4 σ, vilket är ganska litet, med tanke på det stora antalet exoplaneter som studerats. Det är värre att i samma studie hittades en "antisatellit" nära en planet av en av stjärnorna, det vill säga en signal om motsatt tecken med samma betydelse som 4 σ. Det är tydligt att denna signal är falsk, eftersom det inte finns några naturfenomen som imiterar "anti-satelliten". Dessutom hade planeten bara tre transiter, och bara en av dem är övertygande nog. Om effekten bekräftas kommer det att vara en satellit på storleken av Neptunus för en planet med en massa av minst 10 Jupiter-massor (massan beräknas från banan för den påstådda satelliten), vilket motsvarar den fångade planeten. Satelliten med planeten befinner sig i "livszonen": uppvärmningen är exakt densamma som jorden. Den förmodade planetens omloppsbana är stabil - djupt inom Hill-sfären och långt utanför Roche-gränsen. Författarna insisterar inte på upptäckten och beordrade observationen av Kepler 1625 av Hubble-teleskopet för 28-29 oktober 2017 - tiden för nästa transitering. Det ägde rum. Det finns ingen publicerad information, förutom ett konferensabstrakt med en sammanfattning”preliminära resultat av observationer rapporteras”. Detta betyder troligen att observationen inte gav ett entydigt resultat.att observationen inte gav ett entydigt resultat.att observationen inte gav ett entydigt resultat.
Ett annat nedslående resultat kommer från att lägga till transiterna av många planeter från Kepler-databasen. Författarna har valt mer än tre hundra exoplaneter, som ur deras synvinkel är de mest lovande för att söka efter satelliter. Kriterierna inkluderar en bana mellan 1 och 0,1 AU och god datakvalitet. Som den önskade effekten avslöjades mörkningen av stjärnan från analogen av de galileiska satelliterna på planeten, det vill säga analogerna från de galileiska satelliterna i Jupiter, skalade efter planetens storlek. I detta fall togs summan av ljuskurvorna för alla transiter av alla planeter i provet.
Tyvärr överskrider den positiva signalen inte 2 σ, och resultatet sätter en vetenskapligt signifikant övre gräns för överflödet av stora satelliter. Andelen planeter med en analog av de galileiska satelliterna överstiger inte 0,38 vid 95% konfidensnivå.
Det verkar som om bristen på exoplanetsatelliter i förhållande till Jupiters satelliter är ganska verklig. Den enklaste förklaringen: populationen av stora exoplaneter inom 1 AU. Det vill säga för stjärnor i klassen av solen är det mest troligt migranter från mer avlägsna regioner. Vad görs med planetarsatelliter under migrationen? Det är möjligt att de tappar stabiliteten.
Till sist. Ett team av seriösa forskare kämpade Keplers data för exoplanetssatelliter. Betyder det att ämnet är uttömt och att det inte lyser för någon att hitta något nytt i denna information angående exoluns? Ingenting som det här! Först måste allt arbete upprepas för verifiering. Mina vänner dubbelkontrollerade data från WMAP-mikrovågsteleskopet, som tycktes dubbelkontrolleras i hålen, och fann uppenbara artefakter som sedan måste korrigeras. För det andra är detta en enorm mängd arbete som ligger utanför ett team. Därför skulle jag vilja uppmuntra frivilliga: uppgifterna är öppna, endast gråmaterial krävs, vilket fortfarande finns tillgängligt i Ryssland.
Boris Stern