系外衛星

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藝術家想像的系外衛星

系外衛星泛指在系外行星周圍依照閉合軌道做週期性運行的衛星,雖然目前人類尚未發現任何系外衛星,但是理論上應該有許多衛星運行在系外行星周圍。不過要偵測到系外衛星是非常困難的[1]

褐矮星衛星的定義[编辑]

傳統定義指出衛星是在行星周圍依照閉合軌道做週期性運行的天體,但是天文學家褐矮星周圍發現行星大小的衛星,造成行星與衛星之間的分際相當模糊,因為褐矮星這種低質量的天體被視為失敗的恆星。為了避免造成混亂,國際天文學聯合會宣布:「真實質量低於進行核聚變質量的天體,該軌道上的恆星或恆星殘餘物視為行星。[2]」根據天文學家的計算,天體要氘核聚變質量要達到木星質量的13倍以上,群眾為對象的太陽 金屬量。國際天文學聯合會的定義指出,天體質量比這個下限還小被視為一顆行星,不論它們是如何形成。

特徵[编辑]

天文學家尚未發現任何系外衛星,因此它們的物理性質仍是一個未知數。然而,它們彼此之間的差異可能很大,就像太陽系裡面的衛星一樣。如果系外巨行星位於可居住區裡面的話,它的大型衛星可能可以維持生命存在。

觀測方法[编辑]

藝術家想像的系外行星(類似土星)與衛星(類似地球)

雖然天文學家尚未發現任何系外衛星,但是理論上許多系外行星都應該擁有衛星[3]。儘管行星獵人利用都普勒光譜法來發現許多系外行星[4],但是無法利用這種技術來系外衛星。這是因為行星與衛星造成的恆星光譜的轉移,將會以一個點在軌道上的移動,所以無法分辨出行星與衛星。因此天文學家將會用下列幾種方式來偵測系外衛星:

  • 凌日時間影響
  • 照相法
  • 凌日法
  • 天體測量法
  • 脈衝星計時法
  • 都普勒光譜法(針對行星使用)
  • 重力微透鏡法

凌日時間影響[编辑]

倫敦大學學院的天文學家大衛·基平在2009年發表了一篇文章[5][1],概述天文學家如何觀測衛星穿越行星時產生的變化。在後續的研究中,大衛·基平與其他天文學家認為開普勒太空望遠鏡可以偵測到位於適居帶的系外衛星[6]

照相法[编辑]

要對系外衛星直接拍攝照片是極具挑戰性任務,比對系外行星更難,因為衛星的亮度及大小都不及行星。小型的系外衛星更是難以使用這個方法偵測到。

凌日法[编辑]

當系外行星通過主星前面的時候,天文學家可以觀測到恆星的光度產生小幅度的下降。這種現象也被稱為掩星,與行星的半徑成正比例變動。如果行星及衛星通過主星的前面,它們都會對於恆星的光度產生影響[7]。當它們通過主星的前面時可能會出現行星-衛星蝕[8],但這種情況的概率相對較低。

微引力透鏡[编辑]

韓國天文學家在2002年建議利用微引力透鏡來探測系外行星附近的衛星[9] 。研究人員發現偵測衛星在透鏡光度曲線中的信號非常困難,因為信號的來源有限而被嚴重模糊,而恆星的半徑角度過小也造成阻礙。 人馬座中一顆恒星明亮的瞬間 —微引力透鏡 ,但目前還沒被確認 MOA-2011-BLG-262 .

都普勒光譜法[编辑]

天文學家已經成功利用都普勒光譜法辨識出幾顆系外行星,包括HD 189733 bHD 209458 b。天文學家偵測到的光譜質量明顯比恆星光譜更受到雜訊的影響。光譜分辨率及接收到的光譜特徵所需要的水準遠低於天文學家對於系外行星進行都普勒光譜法所需的水準。

脈衝星計時法[编辑]

澳大利亞蒙納士大學的天文學家劉易斯、薩基特及Mardling[10] 在2008年提出使用脈衝星計時法來探測脈衝星行星的衛星。作者們運用他們的方法對PSR B1620-26 b進行偵測,並發現一個衛星可以穩定存在的區域,如果衛星的軌道距離行星為行星公轉軌道的五十分之一,質量為行星5%以上。

适居性[编辑]

目前至少有两篇刊发在同行审阅的期刊上的论文研究了系外卫星的适居性。René Heller & Rory Barnes[11] 讨论了恒星和行星(母星的热辐射及反射光)对卫星的光照影响,以及卫星蚀对平均轨道表面的照明影响。同时还讨论了潮汐加热对适居性的威胁。在论文的第四节,作者引入了新概念来定义卫星的适居轨道。提到了环绕行星的适居带,作者将围绕某个行星的适居卫星内边界称为环绕行星的“适居边缘”,内适居边界由总光照(行星和恒星)和潮汐加热的效果决定。超过适居边缘的卫星无法拥有生命。在第二个研究中,René Heller [12] 还探讨了蚀和卫星轨道稳定性对系外卫星适居性的影响。他发现,根据卫星轨道偏心率的不同,适居卫星所在行星系的恒星的质量至少要为0.2倍的太阳质量。

參考資料[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 Kipping D. M. Transit timing effects due to an exomoon. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2009, 392 (3): 181–189. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13999.x. 
  2. ^ Position statement on the definition of a planet by the International International Astronomical Union. International Astronomical Union. November 12, 2008 [2008-11-11]. 
  3. ^ Canup, R. & Ward, W. A common mass scaling relation for satellite systems of gaseous planets. Nature. 2006, 441 (7095): 834–839. doi:10.1038/nature04860. PMID 16778883. 
  4. ^ The Exoplanet Catalogue. Jean Schneider. November 11, 2008 [2008-11-11]. 
  5. ^ Hunting for Exoplanet Moons. Centauri Dreams. November 11, 2008 [2008-11-11]. 
  6. ^ Kipping D. M., Fossey S. J. & Campanella G. On the detectability of habitable exomoons with Kepler-class photometry. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2009, 400: 398–405. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15472.x. 
  7. ^ Simon A., Szatmary, K. & Szabo Gy. M. Determination of the size, mass, and density of exomoons from photometric transit timing variations. 天文與天體物理學報. 2007, 480 (2): 727–731. 
  8. ^ Cabrera J. & Schneider J. Detecting companions to extrasolar planets using mutual events. 天文與天體物理學報. 2007, 464 (3): 1133–1138. doi:10.1051/0004-6361:20066111. 
  9. ^ Han C. & Han W. On the Feasibility of Detecting Satellites of Extrasolar Planets via Microlensing. 天文物理期刊. 2002, 580 (1): 490–493. doi:10.1086/343082. 
  10. ^ Lewis K. M., Sackett P. S. & Mardling R. A. Possibility of Detecting Moons of Pulsar Planets through Time-of-Arrival Analysis. 天文物理期刊文章. 2008, 685 (2): L153–L156. doi:10.1086/592743. 
  11. ^ Heller, René; Rory Barnes. Exomoon habitability constrained by illumination and tidal heating. Astrobiology (Mary Ann Liebert, Inc.). 2013.January, 13 (1): 18–46. arXiv:1209.5323. Bibcode:2012arXiv1209.5323H. doi:10.1089/ast.2012.0859. 
  12. ^ Heller, René. Exomoon habitability constrained by energy flux and orbital stability. Astronomy and Astrophysics. 2012.09, 545: L8. arXiv:1209.0050. Bibcode:2012A&A...545L...8H. doi:10.1051/0004-6361/201220003. 

外部連結[编辑]