Extrasolar měsíc , exolune , An extrasolar satelit , nebo dokonce exosatellite , je přirozený satelit , který obíhá exoplanet nebo jiný extrasolární těleso větší než on sám.
I když takový objekt dosud nebyla oficiálně objeven, je rozumné si myslet, že jejich existence je velmi pravděpodobné, a že existují ve velmi velkých množstvích, v závislosti na empirické studie přirozených satelitů našeho solárního systému. ; někteří kandidáti jsou již podezřelí z exolun. Většina dosud zjištěných exoplanet jsou plynní obři ; v naší sluneční soustavě však mají plynní obři mnoho přírodních satelitů (viz satelity Jupitera a satelity Saturnu ). Jejich detekce však při současných technikách zůstává extrémně obtížná.
V jednom okamžiku tradiční definice naznačovala, že všechny měsíce obíhají kolem planety . Objev satelitů o velikosti planet obíhajících kolem hnědých trpaslíků stírá rozdíl mezi planetou a satelitem kvůli nízké hmotnosti těchto ztracených hvězd . Za účelem vyřešení tohoto zmatku, Mezinárodní astronomická unie objasnil: „objekty s hmotností nižší než masový limit pro termonukleární fúzi z deuterium “ (běžně počítají jako 13 násobek hmotnosti Jupiteru pro objekty sluneční metallicity) „, který na oběžné dráze kolem hvězdy nebo Stellar pozůstatky jsou planety “(jejich způsob formování se nebere v úvahu). Záměna se satelity je proto vyloučena, ačkoli tato definice je s největší pravděpodobností prozatímní a může se v budoucnu změnit. Mnoho známých zdrojů nicméně klasifikuje objekty s hmotností větší než 13 hmot Jovian jako planety, jako je Encyklopedie extrasolárních planet , jejímž cílem je zahrnout objekty s hmotností až 25krát větší než Jupiter.
V současné době dosud nebyl formálně identifikován žádný extrasolární měsíc (byly oznámeny pouze dva možné případy, viz Kandidáti ), ale jejich existence je teoretizována bez obtíží. Studie Jacquesa Laskara naznačují vliv Měsíce na klima Země . Bez své přítomnosti by osa pólů neustále měnila orientaci z 0 ° na 60 ° a více, což by bylo důsledkem důležitých a brutálních klimatických změn , neslučitelných s rozvinutým mnohobuněčným životem . Přizpůsobení kapacity z rostlin a zvířat existuje, ale je vyjádřena pomaleji než v bakteriích . Na druhé straně by je méně brzdily planety bez měsíce, a tedy s rychle se měnícím podnebím ... Hledání planetárních systémů mimo naše vlastní je podpořeno mimozemským životem, potenciálně rozvinutým a inteligentním. Objev exolun bude důležitým bodem v této dokumentaci ...
Dokud nebude taková hvězda objevena, bude její charakterizace pouze spekulativní. Je však snadné si představit, že tyto satelity představují velmi rozmanité tváře, jako ty ve sluneční soustavě .
Některé z nich by mohly mít vlastnosti nezbytné pro vzhled života, zejména ty, které se nacházejí kolem obřích planet . Jiní by snad mohli mít geologickou aktivitu jako Enceladus ( Saturn ) nebo Io ( Jupiter ), nebo by se mohli podobat Měsíci .
U obřích extrasolárních planet obíhajících kolem, jako jsou mezoplanety , v obyvatelné zóně jejich hvězdy se spekuluje, že by satelity o velikosti pozemských planet mohly ukrývat život.
V současnosti není znám žádný extrasolární měsíc, ale jejich existence je docela pravděpodobná u exoplanet . Navzdory velkému úspěchu dopplerovské spektroskopie hostitelských hvězd lze touto metodou stěží spatřit extrasolární měsíce. S touto technikou je skutečně pozorován pouze bod hmoty obíhající kolem její hvězdy: planeta a její satelit jsou proto extrémně obtížné oddělit. Proto bylo vyvinuto několik dalších metod pro detekci exolunes:
V roce 2009 vydal astronom David Kipping z University College London článek, v němž zdůraznil, jak se vyrábí jedinečný podpis exolunu kombinací několika pozorování variací v době středního tranzitu . Variace , změny v tranzitním čase způsobených planetou předcházející nebo následující po těžišti systém planeta-měsíc, když jsou měsíc a planeta orientovány zhruba kolmo k přímce pohledu) se změnami v trvání tranzitu (TDV znamená Transit Duration Variation) , způsobené pohybem planety podél tranzitní cesty vzhledem k těžišti systém planeta-měsíc, když osa planeta-měsíc zhruba splývá s přímkou pohledu). Tato práce navíc prokázala, jak pomocí těchto dvou účinků lze určit jak hmotnost exolunu, tak jeho orbitální vzdálenost od planety.
V pozdější studii autor a dva kolegové dospěli k závěru, že exoluna umístěná v obyvatelné zóně jejich hvězdy mohla detekovat vesmírný dalekohled Kepler pomocí efektů TTV a TDV.
Dokonce i přímé zobrazování exoplanety je extrémně obtížné kvůli velkému rozdílu v svítivosti mezi objekty a malé úhlové velikosti planety. Tyto problémy se zhoršují u malých exolun.
Když exoplaneta prochází před svou hvězdou, lze pozorovat mírný pokles světla přijímaného z hvězdy. Tento efekt, nazývaný také zákryt, je úměrný čtverci poloměru planety. Pokud planeta a její měsíc prošly před jejich hvězdou, měly by oba objekty produkovat pokles pozorovaného světla. K zatmění planety-měsíce mohlo dojít také během tranzitu, ale je nepravděpodobné, že by k nim došlo.
V roce 2002 navrhli Cheongho Han a Wonyong Han, že k detekci měsíců extrasolárních planet lze použít gravitační mikročočky . Autoři zjistili, že detekce signálů ze satelitů ve světelných křivkách čoček bude velmi obtížná, protože signály jsou vážně zakódovány působením efektu konečných zdrojů i pro události zahrnující zdrojové hvězdy s nízkými úhlovými paprsky.
Spektra exoplanet byla částečně úspěšně získána v několika případech, mezi něž patří HD 189733 b a HD 209458 b . Kvalita získaných spekter je významně více ovlivněna hlukem než hvězdná spektra. Výsledkem je, že spektrální rozlišení a určitý počet získaných spektrálních charakteristik jsou na mnohem nižší úrovni, než je úroveň nezbytná pro provedení Dopplerovy spektroskopie planety.
Lithium se berylium a bór jsou chemické prvky, které nejsou přetrvávají v hvězda, protože jeho příliš vysoká. Kromě toho, že jsou tvořeny nespadají do hvězdy, ale spallation ve vesmíru. Proto bylo navrženo, že detekce berylia u bílého trpaslíka je způsobena zachycením ledového měsíce hvězdou, ledovým měsícem, jehož berylium by bylo produkováno v magnetosféře planety, kolem které byl vytvořen.
V roce 2008 Lewis, Sackett a Mardling z Monash University v Austrálii navrhli použít časování pulsaru k detekci měsíců pulsarových planet . Autoři použili svoji metodu na případ PSR B1620-26 b a zjistili, že by bylo možné detekovat stabilní měsíc obíhající kolem této planety, kdyby měl měsíc asi padesátinovou vzdálenost od oběžné dráhy planety kolem něj. Pulsar a poměr hmoty k planetě 5% nebo více.
Pro tuto chvíli Mezinárodní astronomická unie nevyvinula zvláštní nomenklaturu pro tuto kategorii objektů. Někteří lidé prosazují myšlenku používání římských číslic. Po oficiálním označení exoplanety by se objevilo číslo napsané římskými číslicemi, jako systematické označení satelitů objektů ve sluneční soustavě (např. Mars I pro Phobos nebo Pluto I pro Charon ).
Například hypotetický měsíc extrasolaire obíhající Gliese 581c je určen jako Gliese 581 c I . Druhá by nesla jméno Gliese 581 c II atd. Dodržováním této rutiny, Země známá jako Sol d (třetí planeta od Slunce), Měsíc (Země I systematické označení) by se dalo nazvat „Sol d I“ ( 1 st družice kolem 3 th planetě Sluneční soustavy (naše Sluneční Soustava)).
Prozatímní označení těchto stejných satelitů může být stejné jako ve sluneční soustavě. Pokud by tedy tento hypotetický první satelit Gliese 581 c měl být objeven například v roce 2014, pak by to mohlo dát označení „S / 2014 (Gliese 581 c) 1“ k obrazu S / 2011 J 1 kolem Jupitera nebo S / 2012 (134340) 1 kolem (134340) Pluto například. S označením exoplanet, Jupiter je Sol f, S / 2011 J 1 se tak stává S / 2011 (Sol f) 1.
Zdá se, že hvězda 1SWASP J140747.93-394542.6 v souhvězdí Centauri má planetu se satelitem.
Potvrzená exoplaneta WASP-12b by také mohla obíhat kolem měsíce.
v prosinec 2013, systém MOA-2011-BLG-262L je označován jako potenciálně první systém, který sestává z exolunu kolem plovoucí planety , ale vzhledem k degeneraci modelu události mikroskopů za objevem by to mohla být planeta masa Neptunu obíhajícího kolem červeného trpaslíka , scénář upřednostňovaný autory.
V roce 2017 pozorování přechodu exoplanety Kepler-1625 b pomocí kosmického dalekohledu Hubble odhalilo abnormality, přítomnost exolunu je nejjednodušším vysvětlením. I když je pravda, že hmotnost Kepleru -1625 b je několikanásobek hmotnosti Jupiteru , jeho exolune by měl velikost srovnatelnou s Neptunem .
V rámci mise Kepler se projekt Hunt for Exomoons with Kepler (HEK, „Exolune hunting with Kepler“) snaží zjistit exoluna (více zde [2] ).
Obyvatelnost exolunes byl považován za nejméně ve dvou studií publikovaných v časopisech peer . René Heller a Rory Barnes vzali v úvahu hvězdné a planetární osvětlení měsíců, jakož i účinek zatmění na jejich osvětlovací plochu přivedenou zpět na jejich průměrnou oběžnou dráhu. Rovněž považovali ohřev přílivové síly za hrozbu pro jejich obyvatelnost. V části 4 svého článku představují nový koncept pro definování obyvatelných oběžných drah měsíců. S odkazem na koncept cirkumstelární obyvatelné zóny pro planety definují vnitřní hranici měsíce, který má být obývatelný kolem dané planety, a nazývají jej „ cirkumplanetární“ obyvatelnou hranou ” . Měsíce blíže jejich domovské planetě než obyvatelná hrana jsou neobyvatelné. Ve druhé studii pak René Heller zahrnul do tohoto konceptu účinek zatmění i omezení související s orbitální stabilitou satelitu. Zjistil, že v závislosti na orbitální excentricitě měsíce existuje minimální hmotnost hvězd, aby mohly hostit obyvatelné exoluny, a umístil ji kolem 0,2 sluneční hmoty.