Kommentare unter dieser Antwort auf Wie wiegen wir einen Planeten? weisen darauf hin, dass wir derzeit keine Monde um Exoplaneten entdecken können (oder zumindest nicht haben), geschweige denn die Größe und Dauer ihrer Umlaufbahnen um ihre Planeten messen können.
Ich habe dort folgendes kommentiert:
...der Nachweis von Exoplaneten war nicht möglich, ebensowenig die direkte Abbildung von Planetensystemen, noch die Durchführung von Parallaxenmessungen aus dem Kuipergürtel, noch der Nachweis von Gravitationswellen ...
Mein Punkt ist, dass unglaublich herausfordernde Beobachtungen immer wieder gemacht werden.
Daher möchte ich fragen, was die wahrscheinlichste Erweiterung der beobachtenden Astronomie wäre, die die Messung der Periode von Exomonden ermöglichen würde, wodurch Exoplaneten gewogen würden.
Ist es einfach ein Paar Weltraumteleskope in einer Halo-Umlaufbahn mit Laser-Interferometrie dazwischen und viel Zeit? Könnte es von der Erde aus gemacht werden? Immerhin werden exoplanetare Systeme bereits von der Erde aus abgebildet.
Meiner Meinung nach (und ich denke, es muss ein großes Element davon geben) ist, dass das Vorhandensein und letztendlich die Identifizierung der Umlaufzeit von Exomonden aus einer sehr präzisen Transitphotometrie stammen wird.
Wenn ein ausreichend großer Mond einen Planeten umkreist, hinterlässt dieser seine Signatur in der Transitlichtkurve. Eine "Fourier-Analyse" der Lichtkurve könnte dann eine periodische Natur der Lichtkurvenform während des Transits aufdecken, die der Umlaufbahn des Mondes zugeschrieben werden könnte. Die Voraussetzungen hier wären ein ausreichend großer Mond, dessen relative Position die Transitform verändert. Der Exoplanet muss sich auch in einer kurzen Umlaufbahn befinden, damit Sie viele Transite beobachten können.
Eine verwandte (und bessere) Technik, die in der Praxis gleichzeitig verwendet würde, wäre die Suche nach der Signatur eines Mondes unter Verwendung von Änderungen in der Dauer und dem Zeitpunkt periodisch wiederkehrender Transite. Das Exoplanet-Exomond-Baryzentrum folgt einer Kepler-Umlaufbahn; aber das flächengewichtete "Opazitätszentrum" des Systems wird im Allgemeinen nicht mit diesem Baryzentrum zusammenfallen, da die Masse proportional zu ist , während der Verdunkelungsbereich proportional zu ist . Dies wird zu einem Wackeln sowohl der Transitzeit als auch der Transitdauer führen, was wiederum ein periodisches Signal ergeben könnte, das mit der Exomond-Periode identifiziert werden könnte. Diese Methoden werden ausführlich von Kipping 2009 diskutiert, der darauf hinweist, dass die Signaturen des Transitzeitpunkts und der Transitdauer unterschiedliche Abhängigkeiten von der Masse des Exomonds und der Trennung vom Exoplaneten haben und daher eine sorgfältige Messung von beiden die Masse des Exomonds ergeben könnte. dh jede Methode für sich hat eine Entartung, was bedeutet, dass die Masse/Periode des Exomonds nicht bestimmt werden konnte, aber zusammen gemessen wurde, die Entartung ist gebrochen.
Hier gibt es einen Kompromiss. Eine breite Exoplanet-Exomond-Trennung ergibt größere Signaturen, aber natürlich wird die Umlaufzeit nach Keplers drittem Gesetz länger sein, und daher würden Sie wahrscheinlich einen längeren Datensatz von Transiten benötigen, um eine Periodizität zu identifizieren und die Amplitude dieser Signaturen festzulegen.
Zum jetzigen Zeitpunkt glaube ich nicht, dass es wahrscheinlich ist, dass in den nächsten Jahren von einer Exomond-Periode/Messe gehört wird. Die Erkennung von Exomonden durch diese Methoden ist jedoch möglich und hat möglicherweise bereits stattgefunden (siehe Teachey & Kipping 2018 ). Vielleicht hat die PLATO-Mission, die bessere Lichtkurven als TESS oder Kepler erzeugen und lange Datensätze haben wird, eine bessere Chance (und tatsächlich ist die Erkennung von Exomonden eines der Missionsziele - siehe Rauer et al. 2014 ).
Eine Alternative könnte die direkte Bildgebung sein, obwohl die Systeme, die erkennen können, die Frage aufwerfen, ob sie als Planeten/Exmonde gelten oder nicht. Als mögliches Beispiel siehe Lazzoni et al. (2020) „ Die Suche nach Scheiben oder planetaren Objekten um direkt abgebildete Begleiter: Ein Kandidat um DH Tau B. “
DH Tauri B wird auf 8–22 Jupitermassen geschätzt ( Quelle ), liegt also nahe an der Deuterium-Verbrennungsgrenze. Er hat einen projizierten Abstand von seinem Mutterstern von etwa 320 AE: Der wahre Abstand wird größer sein, da dies die Komponente entlang der Sichtlinie nicht einschließt. Es wird angenommen, dass der Kandidaten-Begleiter ungefähr eine Jupitermasse hat und einen projizierten Abstand von etwa 10 AE von DH Tau B hat. Wenn es existiert, ist es ein ziemlich extremes System im Vergleich zu den Planeten und Monden in unserem Sonnensystem: Das könnte man argumentieren Dies ist ein binärer Brauner Zwerg mit geringer Masse.
Leider wird die Umlaufzeit des "Satelliten" auf einer Zeitskala von Jahrhunderten liegen, so dass es eine ganze Weile dauern wird, die Umlaufbewegung und die dynamische Masse des Systems zu bestimmen.
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Benutzer24157
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