Exomoon – Wikipedia

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Mond jenseits des Sonnensystems

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Ein Exomon oder extrasolarer Mond ist ein natürlicher Satellit, der einen Exoplaneten oder einen anderen nicht-stellaren extrasolaren Körper umkreist.[2]

Aus der empirischen Untersuchung natürlicher Satelliten im Sonnensystem wird abgeleitet, dass sie wahrscheinlich gemeinsame Elemente von Planetensystemen sind. Die Mehrheit der nachgewiesenen Exoplaneten sind Riesenplaneten. Im Sonnensystem haben die Riesenplaneten große Ansammlungen natürlicher Satelliten (siehe Monde des Jupiter, Monde des Saturn, Monde des Uranus und Monde des Neptun). Daher ist davon auszugehen, dass Exomonen gleich häufig sind.

Obwohl Exomonen mit aktuellen Techniken schwer zu erkennen und zu bestätigen sind,[3] Beobachtungen von Missionen wie Kepler haben eine Reihe von Kandidaten beobachtet, darunter einige, die Lebensräume für außerirdisches Leben sein könnten, und einen, der ein Schurkenplanet sein könnte.[2] Bis heute gibt es keine bestätigten Exomoon-Erkennungen.[4] Trotzdem berichteten Astronomen im September 2019, dass die beobachteten Abschwächungen von Tabbys Stern möglicherweise durch Fragmente verursacht wurden, die aus der Unterbrechung eines verwaisten Exomoons resultieren.[5][6][7]

Definition von Satelliten um Braune Zwerge[edit]

Obwohl die traditionelle Verwendung impliziert, dass Monde einen Planeten umkreisen, verwischt die Entdeckung planetengroßer Satelliten um Braune Zwerge die Unterscheidung zwischen Planeten und Monden aufgrund der geringen Masse solcher ausgefallener Sterne. Um diese Verwirrung aufzulösen, erklärte die Internationale Astronomische Union: “Objekte mit wahren Massen unterhalb der Grenzmasse für die thermonukleare Fusion von Deuterium, die Sterne oder stellare Überreste umkreisen, sind Planeten.”[8]

Eigenschaften[edit]

Die Eigenschaften jedes extrasolaren Satelliten werden wahrscheinlich variieren, ebenso wie die Monde des Sonnensystems. Für extrasolare Riesenplaneten, die innerhalb ihrer stellaren habitablen Zone kreisen, besteht die Aussicht, dass ein terrestrischer Satellit von der Größe eines Planeten in der Lage sein könnte, Leben zu unterstützen.[9][10][clarification needed]

Im August 2019 berichteten Astronomen, dass ein Exomoon im Exoplanetensystem WASP-49b vulkanisch aktiv sein könnte.[11]

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Bahnneigung[edit]

Bei durch Einschlag erzeugten Monden von terrestrischen Planeten, die nicht zu weit von ihrem Stern entfernt sind und einen großen Planet-Mond-Abstand haben, wird erwartet, dass die Umlaufebenen der Monde aufgrund der Gezeiten des Sterns dazu neigen, mit der Umlaufbahn des Planeten um den Stern ausgerichtet zu sein , aber wenn der Planet-Mond-Abstand klein ist, kann er geneigt sein. Bei Gasriesen werden die Umlaufbahnen der Monde tendenziell mit dem Äquator des Riesenplaneten ausgerichtet, da diese sich in zirkumplanetaren Scheiben gebildet haben.[12]

Mangel an Monden um Planeten in der Nähe ihrer Sterne[edit]

Planeten in der Nähe ihrer Sterne auf kreisförmigen Umlaufbahnen neigen dazu, sich zu entdrehen und durch die Gezeiten blockiert zu werden. Wenn sich die Rotation des Planeten verlangsamt, bewegt sich der Radius einer synchronen Umlaufbahn des Planeten vom Planeten nach außen. Bei Planeten, die durch Gezeiten mit ihren Sternen verbunden sind, liegt die Entfernung vom Planeten, in der sich der Mond in einer synchronen Umlaufbahn um den Planeten befindet, außerhalb der Hügelsphäre des Planeten. Die Hügelkugel des Planeten ist die Region, in der seine Schwerkraft die des Sterns dominiert, damit er seine Monde halten kann. Monde innerhalb des synchronen Bahnradius eines Planeten werden spiralförmig in den Planeten hinein. Wenn sich die synchrone Umlaufbahn außerhalb der Hill-Sphäre befindet, werden sich daher alle Monde in den Planeten spiralförmig drehen. Wenn die synchrone Umlaufbahn nicht dreikörperstabil ist, werden Monde außerhalb dieses Radius die Umlaufbahn verlassen, bevor sie die synchrone Umlaufbahn erreichen.[12]

Eine Studie zur tideinduzierten Migration bot eine gangbare Erklärung für diesen Mangel an Exomonen. Es zeigte sich, dass die physikalische Entwicklung der Wirtsplaneten (dh innere Struktur und Größe) eine wichtige Rolle für ihr endgültiges Schicksal spielt: Synchrone Umlaufbahnen können zu Übergangszuständen werden und Monde neigen dazu, in halbasymptotischen großen Halbachsen zum Stillstand zu kommen oder sogar aus dem System herauszustoßen , wo andere Effekte auftreten können. Dies hätte wiederum einen großen Einfluss auf die Detektion extrasolarer Satelliten.[13]

Vorgeschlagene Nachweismethoden[edit]

Die Existenz von Exomonen um viele Exoplaneten wird theoretisiert.[9] Trotz der großen Erfolge der Planetenjäger mit der Doppler-Spektroskopie des Wirtssterns,[14] Exomonen können mit dieser Technik nicht gefunden werden. Dies liegt daran, dass sich die resultierenden verschobenen Sternspektren aufgrund der Anwesenheit eines Planeten plus zusätzlicher Satelliten genauso verhalten würden wie eine einzelne Punktmasse, die sich in der Umlaufbahn des Wirtssterns bewegt. In Anerkennung dessen wurden mehrere andere Methoden zum Nachweis von Exomonen vorgeschlagen, darunter:

Direkte Bildgebung[edit]

Die direkte Abbildung eines Exoplaneten ist aufgrund des großen Helligkeitsunterschieds zwischen Stern und Exoplanet sowie der geringen Größe und Bestrahlungsstärke des Planeten äußerst anspruchsvoll. Diese Probleme sind in den meisten Fällen bei Exomonen größer. Es wurde jedoch die Theorie aufgestellt, dass durch Gezeiten erhitzte Exomonen so hell leuchten könnten wie einige Exoplaneten. Gezeitenkräfte können einen Exomon aufheizen, weil Energie durch unterschiedliche Kräfte auf ihn abgeführt wird. Io, ein von Gezeiten erhitzter Mond, der Jupiter umkreist, hat Vulkane, die von Gezeitenkräften angetrieben werden. Wenn ein durch die Gezeiten erwärmter Exomoon ausreichend durch die Gezeiten erwärmt wird und weit genug von seinem Stern entfernt ist, damit das Mondlicht nicht übertönt wird, könnten zukünftige Teleskope (wie das James-Webb-Weltraumteleskop) ihn abbilden.[15]

Doppler-Spektroskopie des Wirtsplaneten[edit]

Doppler-Spektroskopie ist eine indirekte Detektionsmethode, die die Geschwindigkeitsverschiebung und die resultierende stellare Spektrumsverschiebung misst, die mit einem umkreisenden Planeten verbunden sind.[16] Diese Methode wird auch als Radialgeschwindigkeitsmethode bezeichnet. Es ist am erfolgreichsten für Hauptreihensterne Die Spektren von Exoplaneten wurden für mehrere Fälle erfolgreich teilweise abgerufen, darunter HD 189733 b und HD 209458 b. Die Qualität der abgerufenen Spektren wird wesentlich stärker durch Rauschen beeinflusst als das Sternspektrum. Als Ergebnis ist die spektrale Auflösung und die Anzahl der abgerufenen spektralen Merkmale viel niedriger als das Niveau, das erforderlich ist, um eine Doppler-Spektroskopie des Exoplaneten durchzuführen.

Nachweis von Radiowellenemissionen aus der Magnetosphäre des Wirtsplaneten[edit]

Während seiner Umlaufbahn interagiert die Ionosphäre von Io mit der Magnetosphäre von Jupiter, um einen Reibungsstrom zu erzeugen, der Radiowellenemissionen verursacht. Diese werden als “Io-kontrollierte dekametrische Emissionen” bezeichnet und die Forscher glauben, dass das Auffinden ähnlicher Emissionen in der Nähe bekannter Exoplaneten der Schlüssel zur Vorhersage sein könnte, wo andere Monde existieren.[17]

Mikrolinsen[edit]

2002 schlugen Cheongho Han & Wonyong Han vor, Mikrolinsen zum Nachweis von Exomonen zu verwenden.[18] Die Autoren stellten fest, dass die Erkennung von Satellitensignalen in Linsenlichtkurven sehr schwierig ist, da die Signale selbst bei Ereignissen mit Quellsternen mit kleinen Winkelradien durch den starken Finite-Source-Effekt stark verwischt werden.

Pulsar-Timing[edit]

2008 haben Lewis, Sackett und Mardling[19] von der Monash University, Australien, schlug vor, Pulsar-Timing zu verwenden, um die Monde von Pulsar-Planeten zu erkennen. Die Autoren wendeten ihre Methode auf den Fall von PSR B1620-26 b an und fanden heraus, dass ein stabiler Mond, der diesen Planeten umkreist, nachgewiesen werden kann, wenn der Mond einen Abstand von etwa einem Fünfzigstel der Umlaufbahn des Planeten um den Pulsar hat, und ein Massenverhältnis zum Planeten von 5% oder mehr.

Auswirkungen der Transitzeit[edit]

2007 haben die Physiker A. Simon, K. Szatmáry und Gy. M. Szabó veröffentlichte eine Forschungsnotiz mit dem Titel „Bestimmung der Größe, Masse und Dichte von „Exomonen“ aus photometrischen Transitzeitvariationen“.[20]

Im Jahr 2009 veröffentlichte der Astronom David Kipping vom University College in London ein Papier[3][21] skizzieren, wie durch Kombination mehrerer Beobachtungen von Variationen in der Transitzeit (TTV, verursacht durch den Planeten, der dem Schwerpunkt des Planeten-Mond-Systems voraus oder nachläuft, wenn das Paar ungefähr senkrecht zur Sichtlinie ausgerichtet ist) mit Variationen der Transitdauer (TDV, verursacht durch die Bewegung des Planeten entlang der Transitrichtung relativ zum Schwerpunkt des Planeten-Mond-Systems, wenn die Mond-Planet-Achse ungefähr auf der Sichtlinie liegt) wird eine einzigartige Exomoon-Signatur erzeugt. Darüber hinaus zeigte die Arbeit, wie mit den beiden Effekten sowohl die Masse des Exomoons als auch seine Orbitalentfernung zum Planeten bestimmt werden können.

In einer späteren Studie kam Kipping zu dem Schluss, dass Exomoons in der habitablen Zone von den Kepler-Weltraumteleskop[22] mit den TTV- und TDV-Effekten.

Versandart[edit]

Wenn ein Exoplanet vor dem Wirtsstern vorbeizieht, kann ein kleiner Einbruch des vom Stern empfangenen Lichts beobachtet werden. Die Transitmethode ist derzeit die erfolgreichste und reaktionsschnellste Methode zum Aufspüren von Exoplaneten. Dieser Effekt, auch Bedeckung genannt, ist proportional zum Quadrat des Planetenradius. Wenn ein Planet und ein Mond vor einem Wirtsstern vorbeizogen, sollten beide Objekte einen Einbruch im beobachteten Licht erzeugen.[23] Eine Planet-Mond-Finsternis kann auch auftreten[24] während des Transits, aber solche Ereignisse haben von Natur aus eine geringe Wahrscheinlichkeit.

Orbitale Abtasteffekte[edit]

Hält man eine Glasflasche gegen das Licht, sieht man durch die Mitte des Glases besser als in den Randbereichen. In ähnlicher Weise wird eine Folge von Abtastungen der Position eines Mondes an den Rändern der Mondbahn eines Planeten stärker gebündelt als in der Mitte. Wenn ein Mond einen Planeten umkreist, der seinen Stern durchquert, dann durchquert auch der Mond den Stern, und diese Bündelung an den Rändern kann bei ausreichender Anzahl von Messungen in den Transitlichtkurven erkennbar sein. Je größer der Stern ist, desto mehr Messungen sind erforderlich, um eine beobachtbare Bündelung zu erzeugen. Die Daten der Kepler-Raumsonde können genügend Daten enthalten, um Monde um Rote Zwerge mithilfe von Orbital-Sampling-Effekten zu erkennen, aber nicht genügend Daten für sonnenähnliche Sterne.[25][26]

Kandidaten[edit]

Es wurde vermutet, dass der beringte Begleiter des Sterns V1400 Centauri einen Mond haben könnte.[27] Der bestätigte extrasolare Planet WASP-12b könnte auch einen Mond besitzen.[28]

Im Dezember 2013 wurde ein potenzieller Exomoon eines frei schwebenden Planeten MOA-2011-BLG-262 angekündigt, aber aufgrund von Entartungen in der Modellierung des Mikrolinsenereignisses können die Beobachtungen auch als ein Planet mit Neptunmasse erklärt werden, der a umkreist Roter Zwerg mit geringer Masse, ein Szenario, das die Autoren für wahrscheinlicher halten.[29][30][31] Dieser Kandidat wurde auch einige Monate später, im April 2014, in den Nachrichten veröffentlicht.

Im Oktober 2018 veröffentlichten Forscher des Hubble-Weltraumteleskops Beobachtungen des Kandidaten-Exomon Kepler-1625b I, die darauf hindeuten, dass der Wirtsplanet wahrscheinlich mehrere Jupitermassen aufweist, während der Exomon eine ähnliche Masse und einen ähnlichen Radius wie Neptun haben könnte. Die Studie kam zu dem Schluss, dass die Exomoon-Hypothese die einfachste und beste Erklärung für die verfügbaren Beobachtungen ist, warnte jedoch davor, dass es schwierig sei, ihrer Existenz und Natur eine genaue Wahrscheinlichkeit zuzuordnen.[32][33] Eine erneute Analyse der im April 2019 veröffentlichten Daten ergab jedoch, dass die Daten besser an ein Nur-Planet-Modell angepasst wurden. Laut dieser Studie war die Diskrepanz ein Artefakt der Datenreduktion, und Kepler-1625b I existiert wahrscheinlich nicht.[34]

Ein Artikel von Chris Fox und Paul Wiegert untersuchte den Kepler-Datensatz auf Hinweise auf Exomonen allein aufgrund von Transit-Timing-Variationen. Acht Kandidatensignale wurden gefunden, die mit einem Exomon übereinstimmen, die Signale könnten jedoch auch durch die Anwesenheit eines anderen Planeten erklärt werden. Fox & Wiegerts Schlussfolgerung war, dass mehr und hochwertigere Transitzeitdaten erforderlich wären, um festzustellen, ob es sich wirklich um Monde handelt oder nicht.[35] Im August 2020 leitete David Kipping jedoch die Zeitpunkte von sechs der acht Ziele neu ab (basierend auf einer Pre-Peer-Review-Version) und bewertete die TTV-Beweise als nicht zwingend. Die gleiche Studie ergab, dass Kepler-1625b I ein Exomoon-Kandidat bleibt.[36]

Aufführen[edit]

Erkennungsprojekte[edit]

Im Rahmen des Kepler Mission soll das Projekt Hunt for Exomoons with Kepler (HEK) Exomoons aufspüren.[53][54]

Bewohnbarkeit[edit]

Die Bewohnbarkeit von Exomonen wurde in mindestens zwei Studien berücksichtigt, die in Fachzeitschriften mit Peer-Review veröffentlicht wurden. René Heller & Rory Barnes[55] betrachtete stellare und planetare Beleuchtung auf Monden sowie den Einfluss von Sonnenfinsternissen auf ihre orbitgemittelte Oberflächenbeleuchtung. Sie betrachteten auch die Gezeitenheizung als Bedrohung für ihre Bewohnbarkeit. In Abschn. 4 in ihrer Arbeit stellen sie ein neues Konzept vor, um die bewohnbaren Umlaufbahnen von Monden zu definieren. In Anlehnung an das Konzept der zirkumstellaren bewohnbaren Zone für Planeten definieren sie eine innere Grenze für einen bewohnbaren Mond um einen bestimmten Planeten und nennen sie die zirkumplanetare “bewohnbare Kante”. Monde, die ihrem Planeten näher als der bewohnbare Rand sind, sind unbewohnbar. In einer zweiten Studie hat René Heller[56] schlossen dann den Effekt von Sonnenfinsternissen in dieses Konzept sowie Einschränkungen durch die Bahnstabilität eines Satelliten ein. Er fand heraus, dass es, abhängig von der Exzentrizität der Umlaufbahn eines Mondes, eine Mindestmasse für Sterne gibt, um bewohnbare Monde bei etwa 0,2 Sonnenmassen zu beherbergen.

Künstlerische Darstellung eines hypothetischen erdähnlichen Mondes um einen saturnähnlichen Exoplaneten

Als Beispiel nehmen Lehmer et al. Wenn es in der Nähe der Erdumlaufbahn landen würde, könnte es nur einige Millionen Jahre an seiner Atmosphäre festhalten. Für größere, Ganymed-große Monde, die sich in die bewohnbare Zone seines Sonnensystems wagen, könnten jedoch eine Atmosphäre und Oberflächenwasser auf ziemlich unbestimmte Zeit erhalten bleiben. Modelle für die Mondentstehung legen die Bildung von noch massereicheren Monden nahe, als Ganymed um viele der superjovian Exoplaneten herum üblich ist.[57]

Erdgroße Exoplaneten in der bewohnbaren Zone um M-Zwerge sind oft mit dem Wirtsstern verbunden. Dies hat den Effekt, dass eine Halbkugel immer dem Stern zugewandt ist, während die andere im Dunkeln bleibt. Ein Exomoon in einem M-Zwerg-System stellt sich dieser Herausforderung nicht, da er an den Planeten gebunden ist und Licht für beide Hemisphären empfangen würde. Martínez-Rodríguez et al. untersuchten die Möglichkeit von Exomonen um Planeten, die M-Zwerge in der bewohnbaren Zone umkreisen. Während sie 33 Exoplaneten aus früheren Studien fanden, die in der habitablen Zone liegen, konnten nur vier Exomonen mit Mond- bis Titan-Masse für Zeitskalen von mehr als 0,8 Gyr beherbergen (CD-23 1056 b, Ross 1003 b, IL Aquarii b und c). Für diesen Massenbereich konnten die Exomonen ihre Atmosphäre wahrscheinlich nicht halten. Die Forscher erhöhten die Masse für die Exomonen und fanden heraus, dass Exomonen mit der Masse des Mars um IL Aquarii b und c auf Zeitskalen oberhalb der Hubble-Zeit stabil sein könnten. Die CHEOPS-Mission konnte Exomonen um die hellsten M-Zwerge entdecken oder ESPRESSO konnte den durch die Exomonen verursachten Rossiter-McLaughlin-Effekt erkennen. Beide Methoden erfordern einen durchlaufenden Exoplaneten, was bei diesen vier Kandidaten nicht der Fall ist.[58]

Wie ein Exoplanet kann ein Exomon möglicherweise durch Gezeiten mit seinem Primären verbunden werden. Da der Primärteil des Exomoons jedoch ein Exoplanet ist, würde er sich nach der Gezeitensperre weiterhin relativ zu seinem Stern drehen und würde daher immer noch auf unbestimmte Zeit einen Tag/Nacht-Zyklus durchlaufen.

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

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Externe Links[edit]


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