En cada conferencia pública sobre exoplanetas, alguien necesariamente hace una pregunta sobre los satélites de exoplanetas. La pregunta es tan interesante que merece un artículo aparte.
Por el momento, el número de exoplanetas encontrados se acerca a los seis mil (incluidos los no confirmados). ¿Cuántos satélites grandes deberían tener estos planetas? Al observar nuestro sistema solar, podemos suponer que aproximadamente lo mismo: tenemos siete satélites del tamaño de la luna y más grandes para ocho planetas (Luna, Io, Europa, Ganímedes, Calisto, Titán, Tritón). ¿Qué pasa con los satélites de exoplanetas? Por desgracia, hasta ahora casi nada. Sin embargo, están comenzando a surgir los primeros resultados, todavía vagos.
Los satélites de los planetas son interesantes porque la vida es posible en ellos, incluso si el planeta es gigantesco y en sí mismo no está adaptado para la vida. Por ejemplo, se encontraron bastantes planetas gigantes en la "zona habitable" (45 según datos de 2014). Si tienen satélites lo suficientemente grandes, ¿por qué no debería surgir vida en ellos? Debería haber una vista maravillosa: un planeta gigante dominando el cielo, visible tanto de día como de noche. Por supuesto, esta imagen inspira a los artistas, y hasta cierto punto a los investigadores, a trabajar con los datos de Kepler. Aparentemente, estos datos son el único lugar donde actualmente se puede descubrir un satélite exoplaneta.
Para empezar, algunos conceptos útiles.
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El satélite de un planeta no puede girar a su alrededor a ninguna distancia. El tamaño de la órbita está limitado desde arriba por la llamada esfera Hill, fuera de la cual el satélite abandona el campo gravitacional del planeta y se convierte en compañero independiente de la estrella. Aquí está el radio de esta esfera para el caso más simple, cuando la órbita del satélite es circular: RH = a (m / 3M) 1/3, donde a es el semieje mayor de la órbita del planeta, m es la masa del planeta, M es la masa de la estrella. Para la Tierra, el radio de Hill es de aproximadamente 1,5 millones de km. Un poco más lejos están los puntos de Lagrange L1 y L2, donde se sacan los telescopios espaciales. El radio de Hill cerca de Neptuno, un récord en el sistema solar, es de unos 100 millones de kilómetros. En realidad, debido a varios factores perturbadores, el radio de las órbitas, que son estables en una escala de miles de millones de años, es menor, aproximadamente la mitad o incluso un tercio del radio de Hill.
El tamaño de la órbita también está limitado desde abajo: en una órbita demasiado cercana, el satélite se desgarra por la gravedad del planeta y se convierte en una especie de anillos de Saturno. Este límite se denomina zona de Roche, su esencia: las fuerzas de las mareas superan la autogravedad del satélite. El límite de Roche depende de la rigidez de este último: si un satélite puede deformarse como un líquido, entonces el límite de Roche es casi el doble. Todos los satélites del sistema solar están fuera del límite "duro" de Roche, pero algunos existen felizmente dentro del límite "líquido", por ejemplo, los cinco satélites más cercanos de Saturno.
Para los Júpiter más calientes, el radio de la esfera de Hill está cerca del límite de Roche; ciertamente no pueden tener satélites. Pero existen otros mecanismos para la inestabilidad de las órbitas de los satélites que operan en las cercanías de la estrella, por lo que la probabilidad de la existencia de satélites en planetas con un período orbital de hasta 10-20 días durante miles de millones de años es insignificante. Es una pena, ya que hay muchos exoplanetas de período corto entre los exoplanetas descubiertos, y en los próximos años dominarán entre los recién llegados. Y, lo que es más importante, los satélites de planetas de período corto serían más fáciles de detectar si estuvieran allí.
Pero estamos más interesados en los satélites de los planetas en la "zona habitable". Allí, sus órbitas pueden ser estables durante muchos miles de millones de años: mire la luna.
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Cómo encontrar un satélite exoplaneta
¿Qué tamaño pueden tener los satélites planetarios? A juzgar por el sistema solar, la proporción típica de la masa total de los satélites y la masa del planeta es 1/10000. Esto es cierto para el sistema de Júpiter, Saturno (con un ligero exceso debido a Titán) y Urano. Neptuno y Marte tienen menos satélites "nativos" (Triton no es nativo, es un objeto capturado del cinturón de Kuiper). Aparentemente, tal relación es natural cuando los satélites se forman a partir de un disco polvoriento alrededor del planeta. La luna es una conversación separada, su masa es dos órdenes de magnitud más alta que la masa típica de los satélites, se formó como resultado de una colisión catastrófica. Entonces tenemos derecho a esperar que la masa de los satélites superjúpiter con 10 masas jupiterianas (y se han encontrado muchas) será del orden de la masa de Marte. Un cuerpo así puede notarse durante el tránsito de un planeta: primero, la estrella es eclipsada por el satélite, luego el planeta mismo. El efecto del satélite será cien veces menor, pero con buenas estadísticas de tránsito (el planeta cruza el disco de la estrella muchas veces), se puede detectar de forma más o menos fiable. Por supuesto, un planeta capturado también puede resultar ser un satélite, en este caso puede ser significativamente más grande, pero casi nadie puede decir cuál es la probabilidad de encontrar un objeto capturado anormalmente grande.
Otra opción es el tiempo de tránsito. Si el satélite está por delante del planeta en su órbita alrededor de la estrella, el tránsito del planeta ocurre un poco más tarde, si se queda atrás, un poco antes. Por ejemplo, si todos los satélites de Júpiter se ensamblan en uno y se colocan en lugar de Ganimedes, entonces el desplazamiento de Júpiter será de más o menos 100 km, lo que se expresa en un retraso / avance de los tránsitos de aproximadamente 7 s - 4 órdenes de magnitud menos tiempo de tránsito. Esto está mucho más allá de la precisión de la medición. El satélite debe ser anormalmente grande. En general, este método es más débil que el anterior.
Los satélites de los planetas, en principio, no pueden ser detectados por el método espectrométrico basado en la velocidad radial de una estrella; aquí todos los efectos imaginables de un satélite son insignificantes.
El método de microlente gravitacional permanece, pero se basa en una rara suerte. Si la estrella de fondo (no la estrella anfitriona, sino la distante en el fondo) pasa exactamente detrás del planeta con el satélite, aparecerá un doble pico en la curva de luz de esta estrella.
Tres tránsitos del planeta Kepler 1625b (solo hay tres en la base de datos de Kepler). Se muestra la curva de luz de la estrella Kepler 1625. La línea continua es - modelo apropiado con un satélite del tamaño de Neptuno. La significancia estadística del modelo - 4,1 σ. Si eliminamos el tercer tránsito, la importancia cae a un valor insignificante.
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En general, el más prometedor es el primero de los métodos enumerados: el tránsito por satélite. Requiere una gran variedad de observaciones. Existe una matriz de este tipo, son los datos de archivo de Kepler, que son de dominio público. Kepler trabajó en el programa principal durante poco más de cuatro años. No es suficiente detectar de manera confiable los tránsitos de los satélites en la "zona de vida", pero no existen los mejores datos. Por el momento, se deben buscar rastros de satélites allí, y es muy posible que ya se haya encontrado un satélite.
La búsqueda de exoluns
El primer indicio de satélites se encontró cerca del planeta con el "número de teléfono" 1SWASP J140747.93-394542.6 b. Es un planeta gigante con una masa de 20 Júpiter, al borde de una enana marrón1. Los tránsitos mostraron que tiene un enorme sistema de anillos, los anillos tienen huecos y los satélites deberían sentarse en los huecos, se comen estos huecos. Es todo. No hay más información sobre estos satélites.
Otro satélite fue encontrado microlente a un planeta huérfano que volaba libremente en el espacio. Es difícil decir algo sobre la masa del planeta y el satélite; puede ser una enana marrón con un "neptuno" orbitando a su alrededor. Este caso no es tan interesante.
En 2012, los astrónomos del Observatorio Pulkovo anunciaron el posible descubrimiento de un satélite cerca del exoplaneta WASP 12b. Es un Júpiter muy caliente que orbita una estrella de clase Sol en un día. Durante el tránsito del planeta se observaron ráfagas de brillo que, según los autores de las observaciones, pueden interpretarse como el paso del planeta por manchas estelares o como un satélite del planeta, fusionándose periódicamente con su disco. La segunda interpretación ha provocado una notable respuesta en la prensa rusa, pero simplemente no es física: la esfera de Hill para este planeta prácticamente coincide con la zona de Roche. Allí no puede haber satélite.
Para buscar exoones en los datos de Kepler, se organizó el proyecto HEK (Hunt for Exomoons with Kepler). El equipo del proyecto ha modificado bien los datos y parece haber sacado información útil de allí. Es cierto, no muy optimista. Los resultados a continuación se publicaron en octubre de 2017 en un artículo2.
Por un lado, se encontró una indicación del satélite del planeta Kepler 1625 b. La significancia estadística es de aproximadamente 4 σ, que es bastante pequeña, dada la gran cantidad de exoplanetas estudiados. Peor aún, en el mismo estudio se encontró un "antisatélite" cerca de un planeta de una de las estrellas, es decir, una señal del signo opuesto con el mismo significado de 4 σ. Está claro que esta señal es falsa, ya que no existen fenómenos naturales que imiten al "antisatélite". Además, el planeta tenía solo tres tránsitos, y solo uno de ellos es lo suficientemente convincente. Si se confirma el efecto, será un satélite del tamaño de Neptuno para un planeta con una masa de al menos 10 masas de Júpiter (la masa se estima a partir de la órbita del supuesto satélite), que corresponde al planeta capturado. El satélite con el planeta está en la "zona de vida": el calentamiento es exactamente el mismo que el de la Tierra. La órbita del planeta putativo es estable, en lo profundo de la esfera de Hill y mucho más allá del límite de Roche. Los autores no insisten en el descubrimiento y ordenaron la observación de Kepler 1625 por el telescopio Hubble del 28 al 29 de octubre de 2017, la hora del próximo tránsito. Ocurrió. No hay información publicada, a excepción de un resumen de la conferencia con un resumen "se informan los resultados preliminares de las observaciones". Lo más probable es que esto signifique que la observación no dio un resultado inequívoco.que la observación no dio un resultado inequívoco.que la observación no dio un resultado inequívoco.
Otro resultado decepcionante proviene de sumar los tránsitos de muchos planetas de la base de datos de Kepler. Los autores han seleccionado más de trescientos exoplanetas que, desde su punto de vista, son los más prometedores para la búsqueda de satélites. Los criterios incluyen una órbita entre 1 y 0,1 AU y una buena calidad de datos. Como efecto deseado, se reveló el oscurecimiento de la estrella del análogo de los satélites galileanos del planeta, es decir, los análogos de los satélites galileanos de Júpiter escalados por el tamaño del planeta. En este caso, se tomó la suma de las curvas de luz para todos los tránsitos de todos los planetas de la muestra.
Por desgracia, la señal positiva no supera los 2 σ, y el resultado pone un límite superior científicamente significativo en la abundancia de satélites grandes. La proporción de planetas con un análogo de los satélites galileanos no excede de 0,38 al nivel de confianza del 95%.
Parece que la escasez de satélites de exoplanetas en relación con los satélites de Júpiter es bastante real. La explicación más simple: la población de grandes exoplanetas dentro de 1 AU. Es decir, para las estrellas de la clase del Sol, lo más probable es que sean migrantes de regiones más distantes. ¿Qué se hace con los satélites planetarios durante la migración? Es posible que estén perdiendo estabilidad.
Finalmente. Un equipo de científicos serios peinó los datos de Kepler en busca de satélites de exoplanetas. ¿Significa esto que el tema se ha agotado y no le brilla a nadie encontrar nada nuevo en estos datos sobre exoluns? ¡Nada como esto! Primero, cualquier trabajo debe repetirse para su verificación. Mis amigos revisaron dos veces los datos del telescopio de microondas WMAP, que parecía estar revisado dos veces en los agujeros, y encontraron artefactos obvios, que luego tuvieron que ser corregidos. En segundo lugar, se trata de una gran cantidad de trabajo que está más allá del poder de un equipo. Por lo tanto, me gustaría alentar a los voluntarios: los datos están abiertos, solo se requiere materia gris, que todavía está disponible en Rusia.
Boris Stern
