Комментарии под этим ответом на Как мы взвешиваем планету? указывают на то, что в настоящее время мы не можем (или, по крайней мере, не имели) обнаруживать спутники вокруг экзопланет, не говоря уже о измерении размеров и периодов их орбит вокруг своих планет.
Я прокомментировал там, что:
... обнаружение экзопланет было невозможно, как и прямое отображение планетных систем, ни измерение параллакса из пояса Койпера, ни обнаружение гравитационных волн ...
я хочу сказать, что невероятно сложные наблюдения продолжают делаться.
Поэтому я хотел бы спросить, каким будет наиболее вероятное расширение наблюдательной астрономии, которое позволило бы измерять период экзолуний, тем самым взвешивая экзопланеты.
Это просто пара космических телескопов на гало-орбите с лазерной интерферометрией между ними и большим количеством времени? Можно ли это сделать с Земли? В конце концов, экзопланетные системы уже сняты с Земли.
Мое мнение (и я думаю, что в нем должен быть большой элемент) заключается в том, что присутствие и, в конечном счете, идентификация орбитального периода экзолун будет происходить благодаря очень точной транзитной фотометрии.
Если достаточно большая луна вращается вокруг планеты, то это оставит свой след на транзитной кривой блеска. Затем «анализ Фурье» кривой блеска может выявить периодическую природу формы кривой блеска во время прохождения, которую можно отнести к орбите Луны. Требованием здесь будет достаточно большая луна, чтобы ее относительное положение изменило форму транзита. Экзопланета также должна находиться на короткой орбите, чтобы вы могли наблюдать множество транзитов.
Связанный (и лучший) метод, который на практике будет использоваться одновременно, будет заключаться в поиске сигнатуры луны с использованием периодически повторяющихся изменений продолжительности и времени прохождения. Барицентр экзопланеты-экзлуны - это то, что следует за кеплеровской орбитой; но взвешенный по площади «центр непрозрачности» системы, вообще говоря, не будет совпадать с этим барицентром, потому что масса пропорциональна , а площадь затемнения пропорциональна . Это приведет к колебаниям как времени прохождения, так и продолжительности прохождения, что может снова дать периодический сигнал, который можно будет отождествить с экзолунным периодом. Эти методы широко обсуждаются Киппингом в 2009 г. , который указывает, что сигнатуры времени прохождения и продолжительности прохождения по-разному зависят от массы экзолуны и расстояния от экзопланеты, и, таким образом, тщательное измерение обоих может дать массу экзолуны. т.е. каждый метод сам по себе имеет вырождение, что означает, что масса/период экзолуны не может быть определена, но измерена вместе, вырождение нарушается.
Здесь есть компромисс. Большое расстояние между экзопланетой и экзолуной даст более крупные сигнатуры, но, конечно же, согласно третьему закону Кеплера, период обращения будет больше, и поэтому вам, вероятно, потребуется более длинный набор данных о транзитах, чтобы определить любую периодичность и определить амплитуду этих сигнатур.
На данном этапе я не думаю, что в ближайшие несколько лет можно будет услышать об экзолунном периоде/массе. Однако обнаружение экзолуны этими методами возможно и, возможно, уже произошло (см. Teachey & Kipping 2018 ). Возможно, у миссии PLATO, которая даст более качественные кривые блеска, чем у TESS или Kepler, и с длинными наборами данных, будет больше шансов (и действительно, обнаружение экзолуны является одной из целей миссии — см. Рауэр и др., 2014 ) .
Альтернативной перспективой может быть прямая визуализация, хотя системы, которые могут обнаруживать, поднимают вопрос о том, считаются ли они планетами / экзолунами. В качестве возможного примера см. Lazzoni et al. (2020) « Поиск дисков или планетарных объектов вокруг компаньонов, отображаемых напрямую: кандидат вокруг DH Tau B » .
DH Тельца B оценивается как имеющая массу 8–22 массы Юпитера ( источник ), поэтому она где-то близка к пределу сжигания дейтерия. Предполагаемое расстояние от родительской звезды составляет примерно 320 а.е.: истинное расстояние будет больше, поскольку оно не включает компонент вдоль луча зрения. Предполагается, что спутник-кандидат находится вокруг массы Юпитера и имеет прогнозируемое расстояние около 10 а. это маломассивный двойной коричневый карлик.
К сожалению, орбитальный период "спутника" будет исчисляться столетиями, поэтому потребуется немало времени, чтобы определить орбитальное движение и динамическую массу системы.
ооо
пользователь 24157
ооо
ооо
ооо