Күн жүйесінен тыс айлар

Кіріспе

Күн жүйесінен тыс ай

Экзоайн немесе экзожұлдыздық ай – экзопланетаның немесе басқа жұлдыз емес экзожұлдыздық дененің айналысында орналасқан табиғи серік. Экзоайндарды қазіргі техникалармен анықтау және растау қиын, алайда Кеплер сияқты миссиялардың бақылаулары бірнеше үміткерлерді тіркеді. Микролинзалау арқылы екі потенциалды экзоайн да табылды. 2019 жылдың қыркүйегінде астрономдар Тэбби жұлдызының бақыланған қараңғылануы жетім экзоайдың ыдырауынан пайда болған сынықтардың нәтижесі болуы мүмкін деп хабарлады. Кейбір экзоайндар сыртқы өмірге жарамды орта болуы мүмкін. IAU анықтамасы қоңыр жұлдыздардан кем массалы және дейтерий шегінен төмен еркін қозғалатын объектілердің серіктеріне қатысты номенклатураны қарастырмайды (бұл объектілер әдетте еркін қозғалатын планеталар, шатақ планеталар, аз массалы қоңыр жұлдыздар немесе оқшауланған планеталық массалы объектілер деп аталады). Бұл объектілердің серіктері әдебиетте экзоайндар деп аталады. Экзоайндар өздерінің негізгі денелерінің атауынан және үлкен рим санынан ат алады; осылайша, Kepler 1625b, Kepler 1625 орбитасын айналады (Kepler 1625a-ға тең) және өзі Kepler 1625b I орбитасында айналады (Kepler 1625b II белгілі емес, сондай-ақ I-нің сусерігі бар екені де белгілі емес).

Сипаттамалары

Күн жүйесінің айлары сияқты, кез келген күн жүйесінен тыс спутниктің қасиеттері де әртүрлі болуы мүмкін. Жұлдызының тіршілікке жарамды аймағында айналатын күн жүйесінен тыс алып планеталар үшін, Жер планетасының мөлшеріндегі спутниктер тіршілікті қолдауға қабілетті болуы мүмкін. 2019 жылдың тамызында астрономдар WASP 49b экзопланеталар жүйесіндегі экзоайдың жанартаулық қызмет көрсетуі мүмкін екенін хабарлады.

Орбиталық еңіс

Жұлдызынан тым алыс емес жер планеталарының соқтығысу арқылы пайда болған айларында, планета мен ай арасындағы қашықтық үлкен болса, айлардың орбиталық жазықтықтары жұлдыздың әсерінен туындаған толқындардың нәтижесінде планетаның жұлдыздың айналасындағы орбитасымен бір бағытта болуы күтіледі, бірақ егер планета мен ай арасындағы қашықтық аз болса, олардың еңкейіп қалуы мүмкін. Газ гиганттары үшін айлардың орбиталары гигант планетаның экваторымен сәйкес келеді, себебі олар планета айналасындағы дискілерде қалыптасады.

Жұлдыздарына жақын планеталар айналасында айлардың болмауы

Жұлдыздарына жақын, дөңгелек орбитадағы планеталар айналу жылдамдығын жойып, құлыпқа түсуге бейім. Планетаның айналуы баяулаған сайын, планетаның синхронды орбитасының радиусы планетадан сыртқа қарай жылжиды. Жұлдызына құлыпқа түскен планеталар үшін, айдың планетаның айналасында синхронды орбитада болатын қашықтығы планетаның Хилл сферасынан тыс жатады. Планетаның Хилл сферасы – бұл оның гравитациясы жұлдыздың гравитациясынан басым болатын және айларын ұстап тұруға мүмкіндік беретін аймақ. Планетаның синхронды орбиталық радиусының ішіндегі айлар спираль бойынша планетаға құлайды. Сондықтан, егер синхронды орбита Хилл сферасынан тыс болса, барлық айлар планетаға спираль бойынша құлайды. Егер синхронды орбита үш денеге тұрақты болмаса, онда осы радиустың сыртындағы айлар синхронды орбитаға жетпей тұрып орбитадан шығып кетеді.

Тікелей бейнелеу

Экзопланетаны тікелей көру жұлдыз бен экзопланетаның жарықтығындағы үлкен айырмашылық, сондай-ақ планетаның шағын мөлшері мен сәулеленуіне байланысты өте қиын. Экзоайлар үшін бұл қиындықтар көбінесе одан да артық. Дегенмен, теория бойынша, толқындық күштермен қыздырылған экзоайлар кейбір экзопланеталар сияқты жарқырауы мүмкін. Толқындық күштер экзоайды қыздыруы мүмкін, себебі энергия экзоайдағы күштердің әсерінен таралады. Юпитердің айналасында айналатын, толқындық күштермен қыздырылған Ио айында толқындық күштермен жұмыс істейтін жанартаулар бар. Егер толқындық күштермен қыздырылған экзоай өз жұлдызынан жеткілікті қашықта орналасса, онда оны Джеймс Уэбб ғарыш телескопы сияқты телескоп арқылы көруге болады.

Үйлес планетаның Доплер спектроскопиясы

Допплер спектроскопиясы – орбитадағы планетамен байланысты жылдамдық өзгерісін және одан туындайтын жұлдыз спектрінің ығысуын өлшейтін тікелей емес анықтау әдісі. Бұл әдіс радиалдық жылдамдық әдісі деп те аталады. Ол негізгі тізбектегі жұлдыздар үшін ең тиімді. HD 189733 b және HD 209458 b сияқты бірнеше жағдайда экзопланеталардың спектрлері сәтті түрде ішінара қалпына келтірілді. Қалпына келтірілген спектрлердің сапасына жұлдыздық спектрге қарағанда шудың әсері әлдеқайда зор. Осының салдарынан, спектрлік ажыратымдылығы және қалпына келтірілген спектрлік ерекшеліктердің саны экзопланетаның Допплер спектроскопиясын жүргізуге қажетті деңгейден әлдеқайда төмен.

Жердің магнитосферасынан таралатын радио толқындар

Орбитасы кезінде Ионың ионосферасы Юпитердің магнитосферасымен әрекеттесіп, радио толқындарының шығуына себеп болатын үйкеліс тоғын тудырады. Бұл "Иомен басқарылатын декаметрлік эмиссиялар" деп аталады, және зерттеушілер белгілі экзопланеталардың жанында осындай эмиссияларды табу, басқа айлардың қайда орналасқанын болжауға көмектесетініне сенімді.

Микролинзалау

2002 жылы Чонхо Хан мен Воньонг Хан экзоайдарды анықтау үшін микролинзалау әдісін ұсынды. Авторлар линзалық жарық қисықтарында спутниктік сигналдарды анықтаудың өте қиын болатынын көрсетті, себебі сигналдар тіпті кішкентай бұрыштық радиусы бар жұлдыздармен байланысты жағдайларда да күшті шекті көз әсерінен айқын бұрмаланады.

Пульсардың уақыты

2008 жылы Австралиядағы Монаш университетінің Льюис, Сэкет және Мардлинг пульсар планеталарының серіктерін анықтау үшін пульсар уақытын өлшеуді пайдалануды ұсынды. Авторлар бұл әдісті PSR B1620-26 b мысалына қолданды және егер серіктің пульсарға қатысты планета орбитасының елуден бір бөлігіне тең арақашықтықта орналасқан және планета массасының 5% немесе одан да көп бөлігін құраса, онда осы планетаның тұрақты серігін анықтауға болады деген қорытындыға келді.

Транзит уақытының әсері

2007 жылы физиктер А. Саймон, К. Сатмари және Д. М. Сабо «Фотометриялық транзит уақытының өзгеруінен «экзоайлардың» мөлшерін, массасын және тығыздығын анықтау» деген тақырыптағы зерттеу ескертпесін жариялады. 2009 жылы Дэвид Киппинг орта транзит уақытындағы өзгерістердің (TTV, планета-ай жүйесінің барицентріне қатысты планетаның көріс сызығына шамамен перпендикуляр бағытта алға немесе артынан ілесуінен туындайтын) бірнеше байқауларын транзит ұзақтығының өзгеруімен (TDV, ай-планета осы көріс сызығы бойында жатқанда планетаның транзит бағытында қозғалуынан туындайтын) біріктіру арқылы ерекше экзоай қолтаңбасын қалай алуға болатынын түсіндірді. Бұдан әрі, жұмыс экзоайдың массасы мен планетадан орбиталық қашықтығын осы екі эффектіні пайдаланып анықтауға болатынын көрсетті. Кейінірек жүргізілген зерттеуде Киппинг, Кеплер ғарыш телескопы TTV және TDV эффекттерін қолдана отырып, қоныстану аймағындағы экзоайларды анықтауға болатынына тоқталды.

Транзит әдісі (жұлдыз-жаһан-ай жүйелері)

Экзопланеталар өздерінің жұлдыздарының алдынан өткенде, жұлдыздан келетін жарықта шағын төмендеу байқалуы мүмкін. Транзит әдісі қазіргі уақытта экзопланеталарды табудың ең табысты және сезімтал әдісі болып табылады. Бұл құбылыс, сондай-ақ жасыру деп аталады, планета радиусының квадратына пропорционалды. Егер планета және оның серігі жұлдыздың алдынан өтсе, екі дененің де жарығы төмендеуі керек. Транзит кезінде планета мен серіктің арасында тұтылу да болуы мүмкін, бірақ мұндай оқиғалардың болу ықтималдығы өте төмен.

Транзит әдісі (планета-ай жүйелері)

Егер планета тікелей бейнеленген болса, онда экзоайдың өтуі (транзиті) байқалуы мүмкін. Экзоай планетаның алдынан өтетін кезде, тікелей бейнеленген планетадан келетін жарықта шағын төмендеу анықталуы мүмкін.

Ақ жұлдыздар маңында жанама байқалған

Ақ жұлдыздардың атмосферасы металдармен ластануы мүмкін, ал кейбір жағдайларда ақ жұлдыздар қалдықтар дискісімен қоршалған. Әдетте, бұл ластану астероидтар немесе кометалардың салдарынан туындайды, бірақ бұрын бұзылған экзоайлар да ақ жұлдыздың ластану көзі ретінде қарастырылған. 2021 жылы Клейн және оның әріптестері GD 378 және GALEXJ2339 ақ жұлдыздарында бериллийдің ерекше жоғары деңгейде ластануын анықтады. Зерттеушілердің пікірінше, осы бериллийдің артық мөлшерін жасау үшін оттетек, көміртегі немесе азот атомдары MeV энергиясы бар протондармен соқтығысуға ұшыраған болуы керек. Бір ұсынылған сценарий бойынша, бериллийдің артық болуына күштердің әсерінен бұзылған экзоай себеп болады. Бұл сценарийде, ақ жұлдызды айналып жүрген алып планетаның айналасында мұзды дискте ай қалыптасады. Мұндай алып планетаның күшті магнит өрісі жұлдыздық жел бөлшектерін, мысалы, протондарды жылдамдатып, оларды дискке бағыттайды. Жылдамдатқыш протондар дисктегі су мұзымен соқтығысып, шпаллация реакциясы арқылы бериллий, бор және литий сияқты элементтерді жасайды. Бұл үш элемент ғаламда сирек кездеседі, себебі олар жұлдыздық синтез процесінде жойылады. Осы дискте қалыптасқан кішкентай айдың бериллий, бор және литийге қатысты жоғары мөлшерде болуы мүмкін. Сондай-ақ, зерттеу Сатурнның орташа өлшемді серіктері, мысалы, Мимас, Be, B және Li элементтерімен байытылуы керек деген болжамды ұсынады.

Анықтау жобалары

Қазір жоғарыда сипатталған әдістердің кейбірін пайдалана отырып, бірнеше миссия жүргізілуде, олар көптеген экзоайдар үміткерлерін табады және кейбір үміткерлерді растауға не жоққа шығаруға мүмкіндік береді. Мысалы, PLATO 2026 жылы ұшырылуы күтілуде. Кеплер миссиясының бөлігі ретінде, Кеплермен экзоайдарларды іздеу (Hunt for Exomoons with Kepler (HEK)) жобасы экзоайдарды анықтау мақсатында құрылған және бүгінге дейін талқыланып келе жатқан бірқатар үміткерлерді анықтады.

Тұрғылықты жағдай

Экзоайдардың мекендеуге жарамдылығы кем дегенде екі рецензиялық басылымда жарияланған зерттеуде қарастырылған. Рене Хеллер мен Рори Барнс айлардағы жұлдыздық және планеталық жарықтандыруды, сондай-ақ олардың орбиталарындағы тұтылудың орташа беткі жарықтандыруға тигізетін әсерін қарастырды. Олар сондай-ақ, судың қызуының мекендеуге жарамдылығына қауіп келтіретінін де қарастырды. Мақаланың 4-бөлімінде олар айлардың мекендеуге жарамды орбиталарын анықтау үшін жаңа тұжырымдаманы енгізеді. Планеталар үшін жұлдыздардың айналасындағы мекендеу аймағы тұжырымына сүйене отырып, олар белгілі бір планетаның айналасында мекендеуге болатын айдың ішкі шекарасын анықтайды және оны планеталық «мекендеу жиегі» деп атайды. Планетаға тым жақын орналасқан айлар мекендеуге жарамсыз. Рене Хеллер екінші зерттеуде осы тұжырымдамаға тұтылудың әсерін, сондай-ақ спутниктің орбиталық тұрақтылығынан туындайтын шектеулерді қосты. Ол айдың орбиталық эксцентриситетіне байланысты, жұлдыздардың 0,2 күн массасында мекендеуге жарамды айларды ұстау үшін ең төменгі массаның бар екенін анықтады. Мысалы, Жердің массасының 1% -дан кем шағын Эуропаны қарастыратын болсақ, Lehmer және авторлар егер ол Жер орбитасына жақын келсе, онда атмосферасын тек бірнеше миллион жыл ғана сақтай алатынын анықтады. Дегенмен, Күн жүйесінің мекендеу аймағына кіретін, Ганимед сияқты үлкен айлар үшін атмосфера мен беткі сулар шексіз сақталуы мүмкін. Айдың қалыптасу модельдері Ганимедтен гөрі ірі айлардың қалыптасуы супер-Юпитер экзопланеталарының көптеген түрлерінде жиі кездесетінін көрсетеді. M жұлдыздарының айналасындағы мекендеу аймағындағы Жер мөлшеріндегі экзопланеталар көбінесе жұлдызға бұрылып тұрады. Бұл бір жарты шардың әрқашан жұлдызға қарап тұратынын, ал екінші жарты шардың қараңғыда қалатынын білдіреді. M карлик жүйесіндегі экзоайн мұндай қиындыққа тап болмайды, өйткені ол планетаға бұрылып тұрады және екі жарты шар да жарық алады. Мартинес Родригес және авторлар M карликтерінің айналасындағы планеталардың айналасындағы экзоайдар мүмкіндігін зерттеді. Олар бұрынғы зерттеулерден мекендеу аймағында орналасқан 33 экзопланетаны тапты, бірақ олардың тек төртеуі ғана 0,8 Гир-ден астам уақыт аралығында Айдан Титанға дейінгі массадағы экзоайдарды қабылдай алады (HIP 12961 b, HIP 57050 b, Gliese 876 b және c). Бұл масса диапазонында экзоайдар атмосферасын ұстап тұра алмайды. Зерттеушілер экзоайдардың массасын арттырып, IL Aquarii b және c айналасындағы Марс массасындағы экзоайдардың Хаббл уақытынан асып түсетін уақыт шкалаларында тұрақты болатынын анықтады. CHEOPS миссиясы ең жарық M карликтерінің айналасындағы экзоайдарды немесе ESPRESSO экзоайдардың тудырған Rossiter-McLaughlin әсерін анықтай алады. Екі әдіс те транзиттік экзопланетаны қажет етеді, бұл төрт үміткер үшін жарамсыз. Экзопланета сияқты, экзоайн да өзінің негізгі денесіне бұрылып тұруы мүмкін. Дегенмен, экзоайдың негізгі денесі экзопланета болғандықтан, ол өз жұлдызына қатысты айналуын жалғастырады және осылайша күндіз-түн циклін шексіз бастан кешіреді. 2MASS J1119 1137AB транзитінен өтетін экзоайн кандидаты оның қожайынының мекендеу аймағында орналасқан (кем дегенде планета суығанға дейін), бірақ күрделі өмірдің пайда болуы екіталай, өйткені жүйе 10 миллион жыл ғана. Егер расталса, экзоайн бастапқы Жерге ұқсас болуы мүмкін және оның атмосферасын Джеймс Вебб ғарыш телескопымен сипаттау өмірдің пайда болу уақытына шектеу қоюға көмектеседі.

The habitability of exomoons has been considered in at least two studies published in peer reviewed journals. René Heller & Rory Barnes considered stellar and planetary illumination on moons as well as the effect of eclipses on their orbit averaged surface illumination. They also considered tidal heating as a threat to their habitability. In Sect. 4 in their paper, they introduce a new concept to define the habitable orbits of moons. Referring to the concept of the circumstellar habitable zone for planets, they define an inner border for a moon to be habitable around a certain planet and call it the circumplanetary "habitable edge". Moons closer to their planet than the habitable edge are uninhabitable. In a second study, René Heller then included the effect of eclipses into this concept as well as constraints from a satellite's orbital stability. He found that, depending on a moon's orbital eccentricity, there is a minimum mass for stars to host habitable moons at around 0.2 solar masses. Taking as an example the smaller Europa, at less than 1% the mass of the Earth, Lehmer et al. found if it were to end up near to Earth orbit it would only be able to hold onto its atmosphere for a few million years. However, for any larger, Ganymede sized moons venturing into its solar system's habitable zone, an atmosphere and surface water could be retained indefinitely. Models for moon formation suggest the formation of even more massive moons than Ganymede is common around many of the super Jovian exoplanets. Earth sized exoplanets in the habitable zone around M dwarfs are often tidally locked to the host star. This has the effect that one hemisphere always faces the star, while the other remains in darkness. An exomoon in an M dwarf system does not face this challenge, as it is tidally locked to the planet and it would receive light for both hemispheres. Martínez Rodríguez et al. studied the possibility of exomoons around planets that orbit M dwarfs in the habitable zone. While they found 33 exoplanets from earlier studies that lie in the habitable zone, only four could host Moon to Titan mass exomoons for timescales longer than 0.8 Gyr (HIP 12961 b, HIP 57050 b, Gliese 876 b and c). For this mass range the exomoons could probably not hold onto their atmosphere. The researchers increased the mass for the exomoons and found that exomoons with the mass of Mars around IL Aquarii b and c could be stable on timescales above the Hubble time. The CHEOPS mission could detect exomoons around the brightest M dwarfs or ESPRESSO could detect the Rossiter–McLaughlin effect caused by the exomoons. Both methods require a transiting exoplanet, which is not the case for these four candidates. Like an exoplanet, an exomoon can potentially become tidally locked to its primary. However, since the exomoon's primary is an exoplanet, it would continue to rotate relative to its star after becoming tidally locked, and thus would still experience a day/night cycle indefinitely. The possible exomoon candidate transiting 2MASS J1119 1137AB lies in the habitable zone of its host (at least initially until the planet cools), but it is unlikely complex life has formed as the system is only 10 Myr old. If confirmed, the exomoon may be similar to primordial earth and characterization of its atmosphere with the James Webb Space Telescope could perhaps place limits on the time scale for the formation of life.