Na każdym publicznym wykładzie na temat egzoplanet ktoś koniecznie zadaje pytanie o satelity egzoplanet. Pytanie jest na tyle interesujące, że zasługuje na osobny artykuł.
W tej chwili liczba znalezionych egzoplanet zbliża się do sześciu tysięcy (w tym niepotwierdzonych). Ile dużych satelitów powinny mieć te planety? Patrząc na nasz Układ Słoneczny, możemy założyć, że mniej więcej tak samo - mamy siedem satelitów wielkości Księżyca i większych dla ośmiu planet (Księżyc, Io, Europa, Ganimedes, Kallisto, Tytan, Triton). A co z satelitami egzoplanet? Niestety, na razie prawie nic. Jednak pierwsze, jak dotąd niejasne, wyniki zaczynają się pojawiać.
Satelity planet są interesujące, ponieważ życie na nich jest możliwe, nawet jeśli planeta jest gigantyczna i sama w sobie nie jest w żaden sposób przystosowana do życia. Na przykład w „ekosferze” znaleziono całkiem sporo planet olbrzymów (45 według danych z 2014 roku). Jeśli mają wystarczająco duże satelity, dlaczego nie miałoby na nich powstać życie? Powinien być wspaniały widok: gigantyczna planeta dominująca na niebie, widoczna zarówno w dzień, jak iw nocy. Oczywiście taki obraz inspiruje artystów, a do pewnego stopnia badaczy, do pracy z danymi Keplera. Najwyraźniej te dane są jedynym miejscem, w którym można obecnie odkryć satelitę egzoplanety.
Na początek kilka przydatnych pojęć.
Satelita planety nie może obracać się wokół niej na żadną odległość. Wielkość orbity ograniczona jest z góry tak zwaną kulą Hill, poza którą satelita opuszcza pole grawitacyjne planety i staje się niezależnym towarzyszem gwiazdy. Oto promień tej kuli w najprostszym przypadku, gdy orbita satelity jest kołowa: RH = a (m / 3M) 1/3, gdzie a jest półosiową dużą osią orbity planety, m jest masą planety, M masą gwiazdy. W przypadku Ziemi promień wzgórza wynosi około 1,5 miliona km. Nieco dalej znajdują się punkty Lagrange'a L1 i L2, z których wyciągane są teleskopy kosmiczne. Promień wzgórza w pobliżu Neptuna, rekord w Układzie Słonecznym, wynosi około 100 milionów km. W rzeczywistości, z powodu różnych czynników zakłócających, promień orbit, które są stabilne w skali miliardów lat, jest mniejszy - około połowy, a nawet jednej trzeciej promienia Hill.
Wielkość orbity jest również ograniczona od dołu: na zbyt bliskiej orbicie satelita zostaje rozerwany przez grawitację planety i zamienia się w rodzaj pierścieni Saturna. Granica ta nazywana jest strefą Roche, jej istota: siły pływowe przekraczają grawitację własną satelity. Granica Roche'a zależy od sztywności tego ostatniego: jeśli satelita może odkształcać się jak ciecz, wówczas granica Roche'a jest prawie dwukrotnie większa. Wszystkie satelity Układu Słonecznego znajdują się poza „twardą” granicą Roche'a, ale niektóre szczęśliwie istnieją wewnątrz granicy „cieczy”, na przykład pięć najbliższych satelitów Saturna.
Dla najgorętszych Jowiszów promień sfery Hill jest bliski granicy Roche'a - z pewnością nie mogą mieć satelitów. Ale są też inne mechanizmy niestabilności orbit satelitów działających w pobliżu gwiazdy, tak że prawdopodobieństwo istnienia satelitów na planetach o okresie orbitalnym do 10-20 dni przez miliardy lat jest znikome. Szkoda, bo wśród odkrytych egzoplanet jest wiele krótkoterminowych egzoplanet, które w najbliższych latach będą dominować wśród nowo przybyłych. A co najważniejsze, satelity planet krótkoterminowych byłyby najłatwiejsze do wykrycia, gdyby się tam znajdowały.
Ale najbardziej interesują nas satelity planet w „ekosferze”. Tam ich orbity mogą być stabilne przez wiele miliardów lat - spójrz na księżyc.
Film promocyjny:
Jak znaleźć satelitę egzoplanety
Jak duże mogą być satelity planetarne? Sądząc po Układzie Słonecznym, typowy stosunek całkowitej masy satelitów do masy planety wynosi 1/10000. Dotyczy to układu Jowisza, Saturna (z niewielkim nadmiarem spowodowanym przez Tytana) i Urana. Neptun i Mars mają mniej „rodzimych” satelitów (Tryton nie jest rodzimym obiektem, jest to przechwycony obiekt pasa Kuipera). Najwyraźniej taki stosunek jest naturalny, gdy satelity powstają z zakurzonego dysku wokół planety. Księżyc to osobna rozmowa, jego masa jest o dwa rzędy wielkości większa niż typowa masa satelitów, powstał w wyniku katastrofalnej kolizji. W takim razie mamy prawo oczekiwać, że masa satelitów nadjowiszowych z 10 masami Jowisza (a jest ich wiele) będzie rzędu masy Marsa. Takie ciało może być zauważalne podczas tranzytu planety - najpierw gwiazdę zaćmienia satelita, a potem sama planeta. Efekt z satelity będzie sto razy mniejszy, ale przy dobrych statystykach tranzytu (planeta wielokrotnie przekracza dysk gwiazdy), można go mniej lub bardziej wiarygodnie wykryć. Oczywiście uchwycona planeta może być również satelitą, w tym przypadku może być znacznie większa, ale mało kto jest w stanie powiedzieć, jakie jest prawdopodobieństwo znalezienia nienormalnie dużego przechwyconego obiektu.
Inną opcją jest czas tranzytu. Jeśli satelita wyprzedza planetę na swojej orbicie wokół gwiazdy, tranzyt planety następuje nieco później, jeśli pozostaje w tyle - nieco wcześniej. Na przykład, jeśli wszystkie satelity Jowisza zostaną złożone w jeden i umieszczone w miejscu Ganimedesa, wówczas przemieszczenie Jowisza wyniesie plus lub minus 100 km, co wyraża się jako opóźnienie / przyspieszenie tranzytów o około 7 s - 4 rzędy wielkości mniejszy czas tranzytu. To znacznie wykracza poza dokładność pomiaru. Satelita musi być nienormalnie duży. Ogólnie ta metoda jest słabsza niż poprzednia.
Satelity planet w zasadzie nie mogą być wykryte metodą spektrometryczną z prędkości radialnej gwiazdy - tutaj wszystkie wyobrażalne efekty satelity są pomijalne.
Metoda mikrosoczewkowania grawitacyjnego pozostaje, ale opiera się na rzadkim szczęściu. Jeśli gwiazda tła (nie gwiazda macierzysta, ale odległa w tle) przejdzie dokładnie za planetą z satelitą, na krzywej jasności tej gwiazdy pojawi się podwójny kolec.
Trzy tranzyty planety Kepler 1625b (w bazie danych Kepler są tylko trzy). Przedstawiono krzywą jasności gwiazdy Kepler 1625. Linia ciągła to - dopasowany model z satelitą wielkości Neptuna. Istotność statystyczna modelu - 4.1 σ. Jeśli usuniemy trzeci tranzyt, znaczenie spadnie do znikomej wartości.
Ogólnie najbardziej obiecująca jest pierwsza z wymienionych metod - tranzyt satelitarny. Wymaga bardzo szerokiego wachlarza obserwacji. Taka tablica istnieje, to archiwalne dane Keplera, które są w domenie publicznej. Kepler pracował nad głównym programem nieco ponad cztery lata. Nie wystarczy rzetelnie wykryć tranzyty satelitów w „strefie życia”, ale najlepszych danych nie ma. W tej chwili trzeba tam szukać śladów satelitów i całkiem możliwe, że jednego satelity już odnaleziono.
Poszukiwanie exolunów
Pierwsza wskazówka dotycząca satelitów została znaleziona w pobliżu planety z „numerem telefonu” 1SWASP J140747.93-394542.6 b. To gigantyczna planeta o masie 20 Jowisza - na skraju brązowego karła1. Tranzyty pokazały, że ma ogromny układ pierścieni, pierścienie mają szczeliny, a satelity powinny w nich siedzieć - zjadają te szczeliny. To wszystko. Nie ma innych informacji o tych satelitach.
Kolejny satelita został znaleziony przez mikrosoczewkowanie w pobliżu osieroconej planety, swobodnie latającej w kosmosie. Trudno coś powiedzieć o masie planety i satelity - może to być brązowy karzeł z krążącym wokół niego „neptunem”. Ta sprawa nie jest tak interesująca.
W 2012 roku astronomowie z Obserwatorium Pulkovo ogłosili możliwe odkrycie satelity w pobliżu egzoplanety WASP 12b. Jest to bardzo gorący Jowisz okrążający w ciągu dnia gwiazdę klasy Słońca. Podczas tranzytu planety obserwowano wybuchy jasności, które zdaniem autorów obserwacji można zinterpretować jako przejście planety przez plamy gwiazd lub jako satelita planety, okresowo łączący się z jej dyskiem. Druga interpretacja wywołała zauważalną reakcję w prasie rosyjskiej, ale po prostu nie jest fizyczna: sfera Hill dla tej planety praktycznie pokrywa się ze strefą Roche. Tam nie może być żadnego satelity.
Aby wyszukać egzoons w danych Kepler, zorganizowano projekt HEK (Hunt for Exomoons with Kepler). Zespół projektowy dobrze wstrząsnął danymi i wydaje się, że wyciągnął stamtąd przydatne informacje. To prawda, niezbyt optymistyczne. Poniższe wyniki zostały opublikowane w październiku 2017 roku w jednym artykule2.
Z jednej strony znaleziono wskazanie satelity planety Kepler 1625 b. Istotność statystyczna wynosi około 4 σ, co jest raczej małe, biorąc pod uwagę dużą liczbę badanych egzoplanet. Co gorsza, w tym samym badaniu w pobliżu planety jednej z gwiazd znaleziono „antysatelitę”, czyli sygnał o przeciwnym znaku o tym samym znaczeniu 4 σ. Oczywiste jest, że ten sygnał jest fałszywy, ponieważ nie ma naturalnych zjawisk imitujących „antysatelity”. Co więcej, planeta miała tylko trzy tranzyty i tylko jeden z nich jest wystarczająco przekonujący. Jeśli efekt zostanie potwierdzony, będzie to satelita wielkości Neptuna dla planety o masie co najmniej 10 mas Jowisza (masę szacuje się z orbity rzekomego satelity), co odpowiada przechwyconej planecie. Satelita wraz z planetą znajduje się w „strefie życia”: ogrzewanie jest dokładnie takie samo, jak na Ziemi. Orbita domniemanej planety jest stabilna - głęboko w sferze Hilla i daleko poza granicą Roche'a. Autorzy nie upierają się przy odkryciu i zlecili obserwację Keplera 1625 przez teleskop Hubble'a na 28-29 października 2017 r. - czas kolejnego tranzytu. To się stało. Nie ma opublikowanych informacji, poza streszczeniem konferencji zawierającym podsumowanie „są wstępne wyniki obserwacji”. Najprawdopodobniej oznacza to, że obserwacja nie dała jednoznacznego wyniku.że obserwacja nie dała jednoznacznego wyniku.że obserwacja nie dała jednoznacznego wyniku.
Kolejny rozczarowujący wynik pochodzi z dodania tranzytów wielu planet z bazy danych Keplera. Autorzy wybrali ponad trzysta egzoplanet, które z ich punktu widzenia są najbardziej obiecujące w poszukiwaniu satelitów. Kryteria obejmują orbitę między 1 a 0,1 AU i dobrą jakość danych. Jako pożądany efekt ujawniono ciemnienie gwiazdy z analogów galilejskich satelitów planety, tj. Analogów galilejskich satelitów Jowisza skalowanych według rozmiarów planety. W tym przypadku pobrano sumę krzywych blasku dla wszystkich przejść wszystkich planet w próbce.
Niestety, dodatni sygnał nie przekracza 2 σ, a wynik wyznacza naukowo istotną górną granicę liczebności dużych satelitów. Odsetek planet z analogiem satelitów Galileusza nie przekracza 0,38 przy 95% poziomie ufności.
Wydaje się, że niedobór satelitów egzoplanet w stosunku do satelitów Jowisza jest całkiem realny. Najprostsze wyjaśnienie: populacja dużych egzoplanet w obrębie 1 AU. Oznacza to, że w przypadku gwiazd z klasy Słońca są to najprawdopodobniej migranci z bardziej odległych regionów. Co się dzieje z satelitami planetarnymi podczas migracji? Możliwe, że tracą stabilność.
Wreszcie. Zespół poważnych naukowców przeczesał dane Keplera dotyczące satelitów egzoplanet. Czy to oznacza, że temat się wyczerpał i nikomu nie wyszło, że w danych dotyczących egzolunów znajdzie coś nowego? Nic takiego! Po pierwsze, każdą pracę należy powtórzyć w celu weryfikacji. Moi przyjaciele dwukrotnie sprawdzili dane teleskopu mikrofalowego WMAP, który wydawał się być podwójnie sprawdzony pod kątem otworów, i znaleźli oczywiste artefakty, które następnie musiały zostać poprawione. Po drugie, jest to ogromna ilość pracy, która wykracza poza możliwości jednego zespołu. Dlatego zachęcam wolontariuszy: dane są otwarte, wymagana jest tylko szara materia, która jest nadal dostępna w Rosji.
Boris Stern