Èkzoluna , eller exosatellit , är en naturlig satellit för en exoplanet .
Många exoplaneter har exomuner, men att upptäcka och studera dem är en svår uppgift. Trots stora framgångar i sökandet efter exoplaneter är exomuner svåra att upptäcka med alla befintliga metoder för sådana sökningar. Så, enligt linjeförskjutningen i värdstjärnans spektrum, kan en planet med satelliter inte särskiljas från en ensam. Det finns dock flera andra sätt att söka efter exomooner, men de är ineffektiva:
Direkt observation av till och med en exoplanet, än mindre en exomåne, försvåras av den stora skillnaden i ljusstyrka hos vilken planet som helst och moderstjärnan. Icke desto mindre är direkta observationer av exomuner uppvärmda av tidvattenuppvärmning redan möjliga med befintlig teknik [1] .
När en exoplanet passerar framför sin stjärna minskar stjärnans skenbara ljusstyrka något. Storleken på denna effekt är proportionell mot kvadraten på planetens radie. Det minsta föremål som upptäckts med denna metod är Gliese 436 b , ungefär lika stor som Neptunus . Exomoons storleken på vårt solsystems satelliter kommer inte att kunna upptäcka ens de planerade rymdteleskopen.
Från och med 2013 är det mest lämpliga instrumentet för att söka efter exomuner Kepler Orbiting Telescope , som spårar cirka 150 000 stjärnor. Det finns ett antal verk som ägnas åt sökandet efter exomooner med dess hjälp [2] . År 2009 förutspåddes att Kepler skulle kunna upptäcka satelliter så små som 0,2 jordmassor (10 gånger mer massiv än de mest massiva satelliterna i solsystemet) [3] . Men enligt arbetet från 2013, i röda dvärgsystem nära planeter med en massa på upp till 25 jorden, kan även satelliter med en massa på 8-10 jorden hittas endast i 25-50% av fallen [2] .
Flera framgångsrika exoplanetspektra har rapporterats, inklusive HD 189733 Ab och HD 209458 b . Men kvaliteten på spektraldata för planeter är mycket sämre än för stjärnor, och det är för närvarande omöjligt att isolera komponenten av spektrumet som introduceras av satelliten.
2008 föreslog Lewis, Sackett och Mardling från University of Monaco att man skulle använda pulsartiming för att söka efter månar på pulsarplaneter . Författarna tillämpade denna metod på psr b162026 b och fann att om en stabil satellit kretsar runt denna planet, så kan det detekteras om avståndet mellan planeten och satelliten är 1/15 av avståndet mellan planeten och pulsaren, och förhållandet mellan månens massa och planeten kommer att vara 5 % eller mer.
2008 publicerade astronomen David Kipping en artikel om hur man kombinerar flera observationer av förändringen i mitten av transittiden med förändringar i transittiden för att bestämma exomons unika signatur. Dessutom visar verket hur exomoonens massa och dess avstånd från planeten kan bestämmas med hjälp av dessa två effekter. Författaren testade denna metod på Gliese 436 b och visade att tidseffekten av en jordmassatellit för denna planet kan hittas inom 20 sekunder.
På grund av svårigheten att hitta och observera exomuner är deras egenskaper fortfarande lite kända. De måste variera kraftigt, liksom egenskaperna hos planeternas satelliter i vårt solsystem.
Internationella astronomiska unionen har ännu inte upprättat något nomenklatursystem för exomuner, eftersom det fortfarande finns för få av dem kända. Ett sådant system skulle förmodligen använda antingen arabiska eller romerska siffror för beteckning, med ett ökande antal i ordningen för upptäckt av satelliterna eller avståndet mellan satelliten från hemplaneten. Till exempel, om satelliter öppnar runt 51 Pegasus b , kommer de att heta antingen: "51 Pegasus b 1", "51 Pegasus b 2" och så vidare, eller: "51 Pegasus b I", "51 Pegasus b II" och så vidare.
Det finns en modell som låter dig uppskatta den totala massan av satelliter beroende på massan på planeten som de kretsar kring, deras maximala antal och omloppsparametrar . Modellen är baserad på det empiriskt etablerade beroendet av massan av satelliterna på planeterna i solsystemets jättar av själva planeternas massa. I genomsnitt är massan av satelliter cirka 0,0001 av planetens massa, oavsett antalet satelliter och fördelningen av massan bland satelliterna [4] .
Beräkningar och datorsimuleringar har visat att under denna process är det slutliga förhållandet mellan massan av alla kvarvarande satelliter och planetens massa 10 −4 av planetens massa i ett brett spektrum av initiala förhållanden [5] .
Resultaten introducerar ytterligare restriktioner för massorna av gasjättar av andra stjärnor för möjligheten av att det finns liv på jorden på deras satelliter. En av dem är att denna typ av liv kräver en ganska tät atmosfär , liknande jordens . Satelliten måste ha tillräcklig massa och som en konsekvens en tillräcklig attraktionskraft på ytan så att atmosfären inte flyr ut i rymden. Till exempel, för att en satellit ska ha jordens massa , måste gasjätten ha en massa på minst 31 Jupitermassor (och med några ytterligare lågmassasatelliter som liknar Jupiters och Saturnus satelliter , 32-33 ) är i huvudsak en medelstor brun dvärg .
Ett exempel på en exomoon-modell är Pandora från Avatar -filmen , en satellit från gasjätten. Filmen återskapar med tillräcklig noggrannhet stjärnhimlens särdrag, perioder på dagen, såväl som vulkaniska och elektriska fenomen som är möjliga på en sådan exomoon.