Èkzoluna tai eksosatelliitti on eksoplaneetan luonnollinen satelliitti .
Monilla eksoplaneetoilla on eksokuuta, mutta niiden löytäminen ja tutkiminen on vaikea tehtävä. Huolimatta suuresta menestyksestä eksoplaneettojen etsinnässä, eksokuuta on vaikea havaita kaikilla olemassa olevilla tällaisten hakumenetelmien avulla. Joten isäntätähden spektrin linjasiirtymän mukaan planeettaa, jossa on satelliitteja, ei voida erottaa yksinäisestä. On kuitenkin olemassa useita muita tapoja etsiä eksokuuta, mutta ne ovat tehottomia:
Jopa eksoplaneetan, puhumattakaan eksokuun, suoraa havainnointia vaikeuttaa minkä tahansa planeetan ja emotähden suuri kirkkausero. Vuoroveden lämmittämien eksokuumien suorat havainnot ovat kuitenkin jo mahdollisia olemassa olevilla tekniikoilla [1] .
Kun eksoplaneetta kulkee tähtensä edestä, tähden näennäinen kirkkaus pienenee hieman. Tämän vaikutuksen suuruus on verrannollinen planeetan säteen neliöön. Pienin tällä menetelmällä löydetty esine on Gliese 436 b , suunnilleen Neptunuksen kokoinen . Aurinkokuntamme satelliittien kokoiset eksokuut eivät pysty havaitsemaan edes suunniteltuja avaruusteleskooppeja.
Vuodesta 2013 lähtien sopivin väline eksokuutien etsimiseen on Kepler Orbiting Telescope , joka seuraa noin 150 000 tähteä. On olemassa useita teoksia, jotka on omistettu eksokuuiden etsimiseen sen avulla [2] . Vuonna 2009 Keplerin ennustettiin pystyvän havaitsemaan satelliitteja, joiden massa on jopa 0,2 Maan massaa (10 kertaa massiivisempi kuin aurinkokunnan massiivisimmat satelliitit) [3] . Mutta vuoden 2013 työn mukaan punaisten kääpiöiden järjestelmissä lähellä planeettoja, joiden massa on jopa 25 Maan massaa, jopa 8-10 Maan massaa olevia satelliitteja löytyy vain 25-50 prosentissa tapauksista [2] .
Useita onnistuneita eksoplaneetan spektrejä on raportoitu, mukaan lukien HD 189733 Ab ja HD 209458 b . Mutta planeettojen spektritietojen laatu on paljon huonompi kuin tähtien, ja tällä hetkellä on mahdotonta eristää satelliitin tuomaa spektrin komponenttia.
Vuonna 2008 Lewis, Sackett ja Mardling Monacon yliopistosta ehdottivat pulsari- ajoituksen käyttämistä pulsariplaneettojen kuuiden etsimiseen . Kirjoittajat sovelsivat tätä menetelmää psr b162026 b :hen ja havaitsivat, että jos vakaa satelliitti kiertää tätä planeettaa, se voidaan havaita, jos planeetan ja satelliitin välinen etäisyys on 1/15 planeetan ja pulsarin välisestä etäisyydestä. Kuun ja planeetan massan suhde on 5 % tai enemmän.
Vuonna 2008 tähtitieteilijä David Kipping julkaisi artikkelin siitä, kuinka yhdistää useita keskivaiheen kulkuajan muutoksesta tehtyjä havaintoja kulkuajan muutoksiin, jotta voidaan määrittää eksokuun ainutlaatuinen allekirjoitus. Lisäksi työ osoittaa, kuinka eksokuun massa ja sen etäisyys planeettasta voidaan määrittää näiden kahden vaikutuksen avulla. Kirjoittaja testasi tätä menetelmää Gliese 436 b:llä ja osoitti, että maamassasatelliitin ajoitusvaikutus tälle planeetalle voidaan löytää 20 sekunnissa.
Eksokuusien löytämisen ja havainnoinnin vaikeuden vuoksi niiden ominaisuudet ovat edelleen vähän tunnettuja. Niiden täytyy vaihdella suuresti, samoin kuin aurinkokuntamme planeettojen satelliittien ominaisuudet.
Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto ei ole vielä luonut nimistöjärjestelmää eksokuuille, koska niitä tunnetaan edelleen liian vähän. Tällainen järjestelmä todennäköisesti käyttäisi nimeämiseen joko arabialaisia tai roomalaisia numeroita, ja niiden lukumäärä kasvaa satelliittien löytämisjärjestyksessä tai satelliitin etäisyyden mukaan kotiplaneettasta. Esimerkiksi, jos satelliitit avautuvat noin 51 Pegasus b , ne nimetään joko: "51 Pegasus b 1", "51 Pegasus b 2" ja niin edelleen, tai "51 Pegasus b I", "51 Pegasus b II". ja niin edelleen.
On olemassa malli, jonka avulla voit arvioida satelliittien kokonaismassan riippuen planeetan massasta, jonka ympärillä ne pyörivät, niiden enimmäismäärästä ja rataparametreista . Malli perustuu empiirisesti vahvistettuun aurinkokunnan jättiläisten planeettojen satelliittien massan riippuvuuteen itse planeettojen massasta . Keskimäärin satelliittien massa on noin 0,0001 planeetan massasta riippumatta satelliittien lukumäärästä ja massan jakautumisesta satelliittien kesken [4] .
Laskelmat ja tietokonesimulaatiot ovat osoittaneet, että tämän prosessin aikana kaikkien jäljellä olevien satelliittien massan lopullinen suhde planeetan massaan on 10–4 planeetan massasta monissa alkuolosuhteissa [5] .
Tulokset asettavat lisärajoituksia muiden tähtien kaasujättiläisten massoille, jotta niiden satelliiteilla olisi maanpäällistä elämää. Yksi niistä on, että tämäntyyppinen elämä vaatii melko tiheän ilmakehän , joka on samanlainen kuin maapallolla . Satelliitilla on oltava riittävä massa ja sen seurauksena riittävä vetovoima pinnalla, jotta ilmakehä ei pääse karkaamaan avaruuteen. Esimerkiksi, jotta satelliitilla olisi Maan massa , kaasujättiläisen massan on oltava vähintään 31 Jupiterin massaa (ja joidenkin muiden pienimassaisten satelliittien kanssa, jotka ovat samanlaisia kuin Jupiterin ja Saturnuksen satelliitit , 32-33 ) on olennaisesti keskimassainen ruskea kääpiö .
Esimerkki eksokuu-mallista on Pandora Avatar - elokuvasta , kaasujättiläisen satelliitti. Elokuva luo riittävän tarkasti uudelleen tähtitaivaan piirteet, vuorokauden jaksot sekä vulkaaniset ja sähköiset ilmiöt, jotka ovat mahdollisia sellaisella eksokuulla.