stringtranslate.com

Экзолуна

Художественное представление экзолуны-кандидата Kepler-1625b I, вращающейся вокруг своей планеты. [1]

Экзолуна или внесолнечная луна — естественный спутник , вращающийся вокруг экзопланеты или другого незвездного внесолнечного тела . [2]

Экзолуны трудно обнаружить и подтвердить с помощью современных методов, [3] и на сегодняшний день не было подтвержденных обнаружений экзолун. [4] Однако наблюдения с таких миссий, как Кеплер, обнаружили ряд кандидатов. [5] [6] Две потенциальные экзолуны, которые могут вращаться вокруг планет-изгоев, также были обнаружены с помощью микролинзирования . [7] [8] В сентябре 2019 года астрономы сообщили, что наблюдаемые затемнения звезды Табби могли быть вызваны фрагментами, возникшими в результате разрушения осиротевшей экзолуны . [9] [10] [11] Некоторые экзолуны могут быть потенциальными местами обитания внеземной жизни . [2]

Определение и обозначение

Хотя традиционное использование подразумевает, что луны вращаются вокруг планеты , открытие коричневых карликов со спутниками размером с планету размывает различие между планетами и лунами из-за малой массы коричневых карликов. Эта путаница разрешена декларацией Международного астрономического союза (МАС), что «Объекты с истинной массой ниже предельной массы для термоядерного синтеза дейтерия, которые вращаются вокруг звезд, коричневых карликов или звездных остатков и которые имеют отношение масс с центральным объектом ниже неустойчивости L4/L5 (M/M central < 2/(25+ √ 621 ) являются планетами». [12]

Определение МАС не затрагивает соглашение об именовании спутников свободно плавающих объектов, которые менее массивны, чем коричневые карлики и ниже предела дейтерия (объекты обычно называются свободно плавающими планетами, планетами-изгоями , маломассивными коричневыми карликами или изолированными объектами планетарной массы). Спутники этих объектов обычно называются в литературе экзолунами. [7] [8] [13]

Экзолуны получают свое обозначение из названия своего родительского тела с добавлением заглавной римской цифры ; таким образом, Kepler-1625b вращается вокруг Kepler-1625 (синоним Kepler-1625a) и сама может вращаться вокруг Kepler-1625b I (Kepler-1625b II неизвестен, и нет сведений о наличии у I сублуны ).

Характеристики

Характеристики любого внесолнечного спутника, вероятно, будут меняться, как и луны Солнечной системы . Для внесолнечных гигантских планет, вращающихся в пределах своей обитаемой звездной зоны , существует перспектива, что спутник размером с земную планету может быть способен поддерживать жизнь. [14] [15] [ необходимо уточнение ]

В августе 2019 года астрономы сообщили, что экзолуна в системе экзопланет WASP-49b может быть вулканически активной. [16]

Наклонение орбиты

Для лун земных планет, образованных в результате ударов , не слишком далеко от их звезды, с большим расстоянием между планетой и луной, ожидается, что орбитальные плоскости лун будут иметь тенденцию быть выровненными с орбитой планеты вокруг звезды из-за приливов от звезды, но если расстояние между планетой и луной мало, оно может быть наклонено. Для газовых гигантов орбиты лун будут иметь тенденцию быть выровненными с экватором гигантской планеты, поскольку они образовались в околопланетных дисках. [17]

Отсутствие лун у планет, близких к своим звездам

Планеты, находящиеся близко к своим звездам на круговых орбитах, будут иметь тенденцию к замедлению вращения и станут приливно захваченными . По мере замедления вращения планеты радиус синхронной орбиты планеты смещается наружу от планеты. Для планет, находящихся в приливно захваченных со своими звездами, расстояние от планеты, на котором луна будет находиться на синхронной орбите вокруг планеты, находится за пределами сферы Хилла планеты. Сфера Хилла планеты — это область, где ее гравитация доминирует над гравитацией звезды, поэтому она может удерживать свои луны. Луны внутри радиуса синхронной орбиты планеты будут по спирали входить в планету. Следовательно, если синхронная орбита находится за пределами сферы Хилла, то все луны будут по спирали входить в планету. Если синхронная орбита не является стабильной для трех тел , то луны за пределами этого радиуса покинут орбиту до того, как достигнут синхронной орбиты. [17]

Исследование миграции, вызванной приливами, предложило правдоподобное объяснение этого отсутствия экзолуний. Оно показало, что физическая эволюция планет-хозяев (т. е. внутренняя структура и размер) играет важную роль в их окончательной судьбе: синхронные орбиты могут стать переходными состояниями, а луны склонны останавливаться в полуасимптотических больших полуосях или даже выбрасываться из системы, где могут проявиться другие эффекты. В свою очередь, это оказало бы большое влияние на обнаружение внесолнечных спутников. [18]

Методы обнаружения

Теоретизировано существование экзолуний вокруг многих экзопланет . [14] Несмотря на большие успехи охотников за планетами с доплеровской спектроскопией родительской звезды, [19] экзолуны не могут быть обнаружены с помощью этой техники. Это связано с тем, что результирующие смещенные звездные спектры из-за присутствия планеты и дополнительных спутников будут вести себя идентично единственной точечной массе, движущейся по орбите родительской звезды. В знак признания этого было предложено несколько других методов обнаружения экзолуний, включая:

Прямая визуализация

Прямая съемка экзопланеты чрезвычайно сложна из-за большой разницы в яркости между звездой и экзопланетой, а также из-за небольшого размера и освещенности планеты. В большинстве случаев эти проблемы более серьезны для экзолуний. Однако было высказано предположение, что приливно-нагретые экзолуны могут светить так же ярко, как некоторые экзопланеты. Приливные силы могут нагревать экзолуну, поскольку энергия рассеивается дифференциальными силами на ней. Ио , приливно-нагретый спутник, вращающийся вокруг Юпитера , имеет вулканы, работающие за счет приливных сил. Если приливно-нагретый экзолуна достаточно нагрет приливами и находится достаточно далеко от своей звезды, чтобы свет луны не заглушался, то телескоп, такой как космический телескоп Джеймса Уэбба, мог бы сфотографировать его. [20]

Доплеровская спектроскопия планеты-хозяина

Доплеровская спектроскопия — это косвенный метод обнаружения, который измеряет сдвиг скорости и результирующий сдвиг звездного спектра, связанный с вращающейся планетой. [21] Этот метод также известен как метод радиальной скорости. Он наиболее успешен для звезд главной последовательности. Спектры экзопланет были успешно частично восстановлены для нескольких случаев, включая HD 189733 b и HD 209458 b . Качество восстановленных спектров значительно больше зависит от шума, чем от звездного спектра. В результате спектральное разрешение и количество восстановленных спектральных характеристик намного ниже уровня, необходимого для выполнения доплеровской спектроскопии экзопланеты.

Радиоволновое излучение магнитосферы планеты-хозяина

Во время своего движения по орбите ионосфера Ио взаимодействует с магнитосферой Юпитера , создавая фрикционный ток, который вызывает излучение радиоволн. Это называется «контролируемое Ио декаметровое излучение», и исследователи полагают, что обнаружение подобных излучений вблизи известных экзопланет может стать ключом к предсказанию того , где существуют другие луны. [22]

Микролинзирование

В 2002 году Чонхо Хан и Вонён Хан предложили использовать микролинзирование для обнаружения экзолуний. [23] Авторы обнаружили, что обнаружение спутниковых сигналов в линзированных кривых блеска будет очень сложным, поскольку сигналы серьезно размываются сильным эффектом конечного источника даже для событий, связанных со звездами-источниками с малыми угловыми радиусами.

Время пульсара

В 2008 году Льюис, Сакетт и Мардлинг [24] из Университета Монаша , Австралия, предложили использовать синхронизацию пульсаров для обнаружения лун пульсарных планет . Авторы применили свой метод к случаю PSR B1620-26 b и обнаружили, что стабильная луна, вращающаяся вокруг этой планеты, может быть обнаружена, если расстояние между луной и планетой составляет около одной пятидесятой от расстояния между планетой и пульсаром, а отношение массы к массе планеты составляет 5% или больше.

Эффекты времени транзита

В 2007 году физики А. Саймон, К. Сатмари и Д. М. Сабо опубликовали исследовательскую заметку под названием «Определение размера, массы и плотности «экзолуний» по фотометрическим изменениям времени транзита». [25]

В 2009 году Дэвид Киппинг опубликовал статью [3] [26], в которой описывалось, как путем объединения множественных наблюдений изменений во времени середины транзита (TTV, вызванных опережением или отставанием планеты от барицентра системы планета-луна , когда пара ориентирована примерно перпендикулярно лучу зрения) с изменениями продолжительности транзита (TDV, вызванными движением планеты по направлению транзита относительно барицентра системы планета-луна, когда ось луна-планета лежит примерно вдоль луча зрения) создается уникальная сигнатура экзолуны. Кроме того, в работе было продемонстрировано, как можно определить как массу экзолуны, так и ее орбитальное расстояние от планеты с помощью двух эффектов.

В более позднем исследовании Киппинг пришел к выводу, что экзолуны в обитаемой зоне могут быть обнаружены космическим телескопом «Кеплер» [27] с использованием эффектов TTV и TDV.

Метод транзита (системы звезда-планета-луна)

Когда экзопланета проходит перед звездой-хозяином, можно наблюдать небольшой провал в свете, полученном от звезды. Метод транзита в настоящее время является наиболее успешным и отзывчивым методом обнаружения экзопланет. Этот эффект, также известный как затмение, пропорционален квадрату радиуса планеты. Если планета и луна проходят перед звездой-хозяином, оба объекта должны производить провал в наблюдаемом свете. [28] Затмение планеты и луны также может произойти [29] во время транзита, но такие события имеют изначально низкую вероятность.

Метод транзита (системы планета-луна)

Если планета-хозяин отображается напрямую, то транзиты экзолуны могут быть наблюдаемы. Когда экзолуна проходит перед планетой-хозяином, может быть обнаружено небольшое падение в свете, полученном от планеты, которая отображается напрямую. [29] Экзолуны экзопланет, которые отображаются напрямую, и свободно плавающих планет, как ожидается, будут иметь высокую вероятность транзита и частоту появления. Такие маленькие луны, как Ио или Титан, должны быть обнаружены с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба , используя этот метод, но этот метод поиска требует значительного количества времени наблюдения. [13]

Эффекты орбитальной выборки

Если поднести стеклянную бутылку к свету, то легче увидеть через середину стекла, чем около краев. Аналогично, последовательность выборок положения луны будет более сгруппирована по краям орбиты луны планеты, чем посередине. Если луна вращается вокруг планеты, которая проходит мимо своей звезды, то луна также пройдет мимо звезды, и эта сгруппированность по краям может быть обнаружена в кривых транзитного блеска, если будет сделано достаточное количество измерений. Чем больше звезда, тем большее количество измерений необходимо для создания наблюдаемой группировки. Данные телескопа Кеплер могут содержать достаточно данных для обнаружения лун вокруг красных карликов с использованием эффектов орбитальной выборки, но не будут иметь достаточно данных для звезд, подобных Солнцу. [30] [31]

Косвенное обнаружение вокруг белых карликов

Атмосфера белых карликов может быть загрязнена металлами , и в некоторых случаях белые карлики окружены диском мусора . Обычно это загрязнение вызвано астероидами или кометами , но в прошлом в качестве источника загрязнения белых карликов также предлагались приливно-отрывные экзолуны. [32] В 2021 году Кляйн и его коллеги обнаружили, что белые карлики GD 378 и GALEXJ2339 имели необычно высокое загрязнение бериллием . Исследователи приходят к выводу, что атомы кислорода , углерода или азота должны были подвергаться столкновениям в МэВ с протонами, чтобы создать этот избыток бериллия. [33] В одном из предложенных сценариев избыток бериллия вызван приливно-отрывной экзолуной. В этом сценарии вокруг гигантской планеты , которая вращается вокруг белого карлика, существует ледяной диск, формирующий луну . Сильное магнитное поле такой гигантской планеты ускоряет частицы звездного ветра , такие как протоны, и направляет их в диск. Ускоренный протон сталкивается с водяным льдом в диске, создавая такие элементы, как бериллий, бор и литий в реакции расщепления . Эти три элемента относительно редки во Вселенной, поскольку они разрушаются в процессе звездного слияния. Спутник, образующийся в таком диске, будет иметь более высокое содержание бериллия, бора и лития. Исследование также предсказало, что средние по размеру спутники Сатурна , например, Мимас , должны быть обогащены Be, B и Li. [34]

Кандидаты

Проекты по обнаружению

Сейчас запущено несколько миссий, использующих некоторые из описанных выше методов, которые найдут гораздо больше кандидатов на экзолуны и смогут подтвердить или опровергнуть некоторых кандидатов. Например, запуск PLATO ожидается в 2026 году.

В рамках миссии «Кеплер» проект «Охота за экзолунами с помощью «Кеплера» (HEK) был направлен на обнаружение экзолуний и породил некоторые из кандидатов, которые до сих пор обсуждаются. [35] [36]

Обитаемость

Художественное представление гипотетического спутника, похожего на Землю, вращающегося вокруг экзопланеты, похожей на Сатурн.

Обитаемость экзолун рассматривалась по крайней мере в двух исследованиях, опубликованных в рецензируемых журналах. Рене Хеллер и Рори Барнс [37] рассматривали звездное и планетарное освещение лун, а также влияние затмений на их усредненное по орбите поверхностное освещение. Они также рассматривали приливной нагрев как угрозу их обитаемости. В разделе 4 своей статьи они вводят новую концепцию для определения обитаемых орбит лун. Ссылаясь на концепцию околозвездной обитаемой зоны для планет, они определяют внутреннюю границу для луны, которая является обитаемой, вокруг определенной планеты и называют ее околопланетным «обитаемым краем». Луны, которые находятся ближе к своей планете, чем обитаемый край, являются необитаемыми. Во втором исследовании Рене Хеллер [38] затем включил в эту концепцию влияние затмений, а также ограничения, связанные с орбитальной устойчивостью спутника. Он обнаружил, что в зависимости от эксцентриситета орбиты луны минимальная масса звезды, необходимая для существования пригодных для жизни лун, составляет около 0,2 массы Солнца.

Взяв в качестве примера меньшую Европу , с массой менее 1% от массы Земли, Лемер и др. обнаружили, что если бы она оказалась близко к орбите Земли, то смогла бы удерживать свою атмосферу лишь несколько миллионов лет. Однако для любых более крупных лун размером с Ганимед , которые вторгаются в обитаемую зону своей солнечной системы, атмосфера и поверхностная вода могли бы сохраняться бесконечно. Модели формирования лун предполагают, что формирование еще более массивных лун, чем Ганимед, распространено вокруг многих суперюпитерианских экзопланет. [39]

Экзопланеты размером с Землю в обитаемой зоне вокруг М-карликов часто приливно захвачены звездой-хозяином. Это приводит к тому, что одно полушарие всегда обращено к звезде, а другое остается в темноте. Экзолуна в системе М-карликов не сталкивается с этой проблемой, поскольку она приливно захвачена планетой и будет получать свет для обоих полушарий. Мартинес-Родригес и др. изучали возможность существования экзолун вокруг планет, которые вращаются вокруг М-карликов в обитаемой зоне. Хотя они обнаружили 33 экзопланеты из более ранних исследований, которые лежат в обитаемой зоне, только четыре могли бы содержать экзолуны массой от Луны до Титана в течение временных шкал более 0,8 млрд лет ( HIP 12961 b, HIP 57050 b, Gliese 876 b и c). Для этого диапазона масс экзолуны, вероятно, не могли бы удерживать свою атмосферу. Исследователи увеличили массу экзолун и обнаружили, что экзолуны с массой Марса вокруг IL Aquarii b и c могут быть стабильными на временных шкалах выше времени Хаббла . Миссия CHEOPS могла бы обнаружить экзолуны вокруг самых ярких М-карликов, а ESPRESSO могла бы обнаружить эффект Росситера-Маклафлина , вызванный экзолунами. Оба метода требуют транзитной экзопланеты, что не относится к этим четырем кандидатам. [40]

Как и экзопланета, экзолуна может потенциально стать приливно-захваченной своей первичной звездой. Однако, поскольку первичная звезда экзолуны является экзопланетой, она будет продолжать вращаться относительно своей звезды после приливно-захваченной звезды и, таким образом, будет по-прежнему испытывать цикл день/ночь неопределенно долго.

Возможный кандидат в экзолуны, проходящий через 2MASS J1119-1137AB, находится в обитаемой зоне своего хозяина (по крайней мере, первоначально, пока планета не остынет), но маловероятно, что сложная жизнь сформировалась, поскольку возраст системы составляет всего 10 млн лет. Если это подтвердится, экзолуна может быть похожа на первичную Землю, а характеристика ее атмосферы с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, возможно, могла бы наложить ограничения на временную шкалу формирования жизни. [13]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ «Хаббл находит убедительные доказательства существования луны за пределами Солнечной системы – луна размером с Нептун вращается вокруг планеты размером с Юпитер». spacetelescope.org . Получено 4 октября 2018 г.
  2. ^ ab Woo, Marcus (27 января 2015 г.). «Почему мы ищем инопланетную жизнь на лунах, а не только на планетах». Wired . Архивировано из оригинала 27 января 2015 г. Получено 27 января 2015 г.
  3. ^ ab Kipping DM (2009). «Эффекты транзитного времени из-за экзолуны». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 392 (3): 181–189. arXiv : 0810.2243 . Bibcode : 2009MNRAS.392..181K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13999.x . S2CID  14754293.
  4. ^ Хеллер, Рене (2014). «Обнаружение внесолнечных лун, родственных спутникам Солнечной системы, с помощью эффекта орбитальной выборки». The Astrophysical Journal . 787 (1): 14. arXiv : 1403.5839 . Bibcode :2014ApJ...787...14H. doi :10.1088/0004-637X/787/1/14. ISSN  0004-637X. S2CID  118523573.
  5. ^ Тичи, Алекс; Киппинг, Дэвид М. (4 октября 2018 г.). «Доказательства наличия большой экзолуны на орбите Kepler-1625b». Science Advances . 4 (10): eaav1784. arXiv : 1810.02362 . Bibcode :2018SciA....4.1784T. doi :10.1126/sciadv.aav1784. PMC 6170104 . PMID  30306135. 
  6. ^ Киппинг, Дэвид; Брайсон, Стив; и др. (13 января 2022 г.). «Обзор экзолуний 70 холодных гигантских экзопланет и нового кандидата Kepler-1708 bi». Nature . 6 (3): 367–380. arXiv : 2201.04643 . Bibcode :2022NatAs...6..367K. doi :10.1038/s41550-021-01539-1. PMC 8938273 . PMID  35399159. 
  7. ^ ab Bennett, DP; et al. (13 декабря 2013 г.). "Субземная луна, вращающаяся вокруг газового гиганта или высокоскоростной планетной системы в галактической балдж". The Astrophysical Journal . 785 (2): 155. arXiv : 1312.3951 . Bibcode :2014ApJ...785..155B. doi :10.1088/0004-637X/785/2/155. S2CID  118327512.
  8. ^ ab Миядзаки, С.; и др. (24 июля 2018 г.). "MOA-2015-BLG-337: Планетная система с маломассивным коричневым карликом/планетной границей хозяина или двойная коричневая карликовая система". The Astronomical Journal . 156 (3): 136. arXiv : 1804.00830 . Bibcode : 2018AJ....156..136M. doi : 10.3847/1538-3881/aad5ee . S2CID  58928147.
  9. ^ Колумбийский университет (16 сентября 2019 г.). «Новые наблюдения помогают объяснить потускнение звезды Табби». Phys.org . Получено 19 сентября 2019 г. .
  10. ^ Мартинес, Микель; Стоун, Николас К.; Мецгер, Брайан Д. (5 сентября 2019 г.). «Одинокие экзолуны: приливное отсоединение и испарение после столкновения экзопланеты со звездой». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 489 (4): 5119–5135. arXiv : 1906.08788 . Bibcode : 2019MNRAS.489.5119M. doi : 10.1093/mnras/stz2464 .
  11. ^ Карлсон, Эрика К. (18 сентября 2019 г.). «Измельченная экзолуна может объяснить странное поведение звезды Табби — звезда Табби могла похитить ледяную «экзолуну» у своей родительской планеты и приблизить ее к себе, где мир испарился, создав пыль и мусор». Астрономия . Получено 19 сентября 2019 г.
  12. ^ "Официальное рабочее определение экзопланеты". Заявление о позиции МАС . Получено 29 ноября 2020 г.
  13. ^ abc Limbach, Mary Anne; Vos, Johanna M.; Winn, Joshua N.; Heller, Rene; Mason, Jeffrey C.; Schneider, Adam C.; Dai, Fei (18 августа 2021 г.). «Об обнаружении экзоспутников, проходящих через изолированные объекты планетарной массы». The Astrophysical Journal Letters . 918 (2): L25. arXiv : 2108.08323 . Bibcode : 2021ApJ...918L..25L. doi : 10.3847/2041-8213/ac1e2d . S2CID  237213523.
  14. ^ ab Canup, R. ; Ward, W. (2006). «Общее соотношение масштабирования масс для спутниковых систем газообразных планет». Nature . 441 (7095): 834–839. Bibcode :2006Natur.441..834C. doi :10.1038/nature04860. PMID  16778883. S2CID  4327454.
  15. ^ Экзолуны: в поисках далеких миров. Мэри Хэлтон, BBC News . 5 июля 2018 г.
  16. ^ Университет Берна (29 августа 2019 г.). «Намеки на вулканически активную экзолуну». EurekAlert! . Получено 29 августа 2019 г. .
  17. ^ ab Формирование Луны и орбитальная эволюция во внесолнечных планетных системах — обзор литературы Архивировано 14 марта 2014 г. в Wayback Machine , К. Льюис — EPJ Web of Conferences, 2011 г. — epj-conferences.org
  18. ^ Альварадо-Монтес JA; Зулуага J.; Сусеркия M. (2017). «Влияние эволюции близких гигантских планет на приливную миграцию экзолун». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 471 (3): 3019–3027. arXiv : 1707.02906 . Bibcode : 2017MNRAS.471.3019A. doi : 10.1093/mnras/stx1745 . S2CID  119346461.
  19. ^ "Каталог экзопланет". Энциклопедия внесолнечных планет . 7 января 1995 г. Архивировано из оригинала 28 октября 2023 г. Получено 11 ноября 2008 г.
  20. ^ Лимбах, Мэри Энн; Эдвин Тернер (июнь 2013 г.). «О прямой визуализации приливно-нагретых экзоспутников». The Astrophysical Journal . 769 (2): 98–105. arXiv : 1209.4418 . Bibcode :2013ApJ...769...98P. doi :10.1088/0004-637X/769/2/98. S2CID  118666380.
  21. ^ Эггенбергер, А. (2 апреля 2009 г.). «Обнаружение и характеристика внесолнечных планет с помощью доплеровской спектроскопии». Серия публикаций EAS . 41 : 50. arXiv : 0904.0415 . doi : 10.1051/eas/1041002. S2CID  14923552.
  22. ^ «Следуйте за радиоволнами к экзолунам, говорят физики Техасского университета в Арлингтоне – Центр новостей Техасского университета». www.uta.edu . Архивировано из оригинала 11 мая 2017 года . Получено 25 апреля 2018 года .
  23. ^ Han C.; Han W. (2002). «О возможности обнаружения спутников внесолнечных планет с помощью микролинзирования». The Astrophysical Journal (Представленная рукопись). 580 (1): 490–493. arXiv : astro-ph/0207372 . Bibcode :2002ApJ...580..490H. doi :10.1086/343082. S2CID  18523550.
  24. ^ Льюис КМ; Сакетт П.С.; Мардлинг РА (2008). «Возможность обнаружения лун пульсарных планет с помощью анализа времени прибытия». The Astrophysical Journal Letters . 685 (2): L153–L156. arXiv : 0805.4263 . Bibcode : 2008ApJ...685L.153L. doi : 10.1086/592743. S2CID  17818202.
  25. ^ Саймон, А. (2007). «Определение размера, массы и плотности «экзолуний» по фотометрическим изменениям времени транзита» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 470 (2): 727. arXiv : 0705.1046 . Bibcode :2007A&A...470..727S. doi :10.1051/0004-6361:20066560. S2CID  15211385.
  26. ^ "Охота на экзопланетные луны". Centauri Dreams . Архивировано из оригинала 19 мая 2011 года . Получено 11 ноября 2008 года .
  27. ^ Kipping DM; Fossey SJ; Campanella G. (2009). «О возможности обнаружения обитаемых экзоспутников с помощью фотометрии класса Кеплера». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (1): 398–405. arXiv : 0907.3909 . Bibcode : 2009MNRAS.400..398K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15472.x . S2CID  16106255.
  28. ^ Simon A., Szatmary, K. & Szabo Gy. M. (2007). «Определение размера, массы и плотности экзолуний по фотометрическим изменениям времени транзита». Astronomy and Astrophysics . 480 (2): 727–731. arXiv : 0705.1046 . Bibcode : 2007A&A...470..727S. doi : 10.1051/0004-6361:20066560. S2CID  15211385.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  29. ^ ab Cabrera J.; Schneider J. (2007). «Обнаружение спутников внесолнечных планет с использованием взаимных событий». Астрономия и астрофизика . 464 (3): 1133–1138. arXiv : astro-ph/0703609 . Bibcode : 2007A&A...464.1133C. doi : 10.1051/0004-6361:20066111. S2CID  14665906.
  30. ^ Обнаружение внесолнечных лун, родственных спутникам Солнечной системы, с эффектом орбитальной выборки Архивировано 25 апреля 2018 г. на Wayback Machine , Рене Хеллер, (Опубликовано 24 марта 2014 г. (v1), последняя редакция 30 апреля 2014 г. (эта версия, v2))
  31. ^ Хадхази, Адам (12 мая 2014 г.). «Новая технология охоты за экзолунами может помочь найти спутники, подобные Солнечной системе». Журнал Astrobiology . Архивировано из оригинала 12 мая 2014 г.
  32. ^ Payne, Matthew J.; Veras, Dimitri; Holman, Matthew J.; Gänsicke, Борис Т. (1 марта 2016 г.). «Освобождение экзолуний в планетных системах белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 457 (1): 217–231. arXiv : 1603.09344 . Bibcode : 2016MNRAS.457..217P. doi : 10.1093/mnras/stv2966 . ISSN  0035-8711.
  33. ^ Кляйн, Бет; Дойл, Александра Э.; Цукерман, Б.; Дюфур, П.; Блуэн, Саймон; Мелис, Карл; Вайнбергер, Алисия Дж.; Янг, Эдвард Д. (1 февраля 2021 г.). «Открытие бериллия в белых карликах, загрязненных аккрецией планетезималей». The Astrophysical Journal . 914 (1): 61. arXiv : 2102.01834 . Bibcode : 2021ApJ...914...61K. doi : 10.3847/1538-4357/abe40b . S2CID  231786441.
  34. ^ Дойл, Александра Э.; Деш, Стивен Дж.; Янг, Эдвард Д. (1 февраля 2021 г.). «Ледяные экзолуны, подтвержденные спаллогенными нуклидами в загрязненных белых карликах». The Astrophysical Journal Letters . 907 (2): L35. arXiv : 2102.01835 . Bibcode : 2021ApJ...907L..35D. doi : 10.3847/2041-8213/abd9ba . ISSN  0004-637X. S2CID  231786413.
  35. ^ Лозано, Шарон; Данбар, Брайан (30 января 2015 г.). «NASA Supercomputer Assists the Hunt for Exomoons». NASA . Архивировано из оригинала 1 февраля 2015 г. Получено 31 января 2015 г.
  36. ^ Nesvorny, David; et al. (июнь 2012 г.). «Обнаружение и характеристика нетранзитной планеты по вариациям времени транзита». Science . 336 (6085): 1133–1136. arXiv : 1208.0942 . Bibcode :2012Sci...336.1133N. CiteSeerX 10.1.1.754.3216 . doi :10.1126/science.1221141. PMID  22582018. S2CID  41455466. 
  37. ^ Хеллер, Рене; Рори Барнс (январь 2013 г.). «Обитаемость экзолун ограничена освещением и приливным нагревом». Астробиология . 13 (1): 18–46. arXiv : 1209.5323 . Bibcode : 2013AsBio..13...18H. doi : 10.1089/ast.2012.0859. PMC 3549631. PMID  23305357 . 
  38. ^ Хеллер, Рене (сентябрь 2012 г.). «Обитаемость экзолун ограничена потоком энергии и орбитальной стабильностью». Астрономия и астрофизика . 545 : L8. arXiv : 1209.0050 . Bibcode : 2012A&A...545L...8H. doi : 10.1051/0004-6361/201220003. S2CID  118458061.
  39. ^ http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa67ea/meta Продолжительность жизни водяного льда на Ганимеде и Европе вокруг мигрировавших гигантских планет
  40. ^ Мартинес-Родригес, Эктор; Кабальеро, Хосе Антонио; Сифуэнтес, Карлос; Пиро, Энтони Л.; Барнс, Рори (декабрь 2019 г.). «Экзуны в обитаемых зонах М-карликов». Астрофизический журнал . 887 (2): 261. arXiv : 1910.12054 . Бибкод : 2019ApJ...887..261M. дои : 10.3847/1538-4357/ab5640 . ISSN  0004-637X. S2CID  204904780.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Внесолнечные спутники .