¿Qué se necesita todavía antes de que podamos observar las órbitas de las exolunas y pesar así los exoplanetas?

Mi opinión (y creo que tiene que haber un gran elemento de eso) es que la presencia y, en última instancia, la identificación del período orbital de las exolunas provendrá de una fotometría de tránsito muy precisa.

Si una luna lo suficientemente grande orbita alrededor de un planeta, esto dejará su firma en la curva de luz de tránsito. Un "análisis tipo Fourier" de la curva de luz podría entonces revelar una naturaleza periódica de la forma de la curva de luz durante el tránsito que podría atribuirse a la órbita de la luna. Los requisitos aquí serían una luna lo suficientemente grande como para que su posición relativa altere la forma del tránsito. El exoplaneta también debe estar en una órbita de período corto para que pueda observar muchos tránsitos.

Una técnica relacionada (y mejor), que en la práctica se usaría simultáneamente, sería buscar la firma de una luna usando cambios en la duración y el tiempo de los tránsitos que se repiten de manera periódica. El baricentro exoplaneta-exoluna es lo que sigue una órbita kepleriana; pero el "centro de opacidad" ponderado por área del sistema, en general, no coincidirá con este baricentro porque la masa es proporcional a$r^3$, mientras que el área de oscurecimiento es proporcional a$r^2$. Esto conducirá a un tambaleo tanto del tiempo de tránsito como de la duración del tránsito que nuevamente puede producir una señal periódica que podría identificarse con el período de la exoluna. Estos métodos son analizados extensamente por Kipping 2009 , quien señala que las firmas de tiempo y duración del tránsito tienen diferentes dependencias en la masa de la exoluna y la separación del exoplaneta y, por lo tanto, una medición cuidadosa de ambos podría producir la masa de la exoluna. es decir, cada método en sí mismo tiene una degeneración, lo que significa que no se pudo determinar la masa/período de la exoluna, pero medidos juntos, la degeneración se rompe.

Hay una compensación aquí. Una amplia separación exoplaneta-exoluna dará señales más grandes, pero, por supuesto, según la tercera ley de Kepler, el período orbital será más largo y, por lo tanto, es probable que necesite un conjunto de datos de tránsitos más largo para identificar cualquier periodicidad y precisar la amplitud de estas firmas.

En esta etapa, no creo que haya ninguna probabilidad de escuchar sobre un período/masa de exoluna en los próximos años. Sin embargo , la detección de Exomoon por estos métodos es una posibilidad y es posible que ya haya ocurrido (ver Teachey & Kipping 2018 ). Quizás la misión PLATO, que producirá mejores curvas de luz que TESS o Kepler, y tiene conjuntos de datos largos, tendrá una mejor oportunidad (y, de hecho, la detección de exoluna es uno de los objetivos de la misión; consulte Rauer et al. 2014 ) .

Una perspectiva alternativa podría ser la obtención de imágenes directas, aunque los sistemas que pueden detectar plantean la cuestión de si cuentan o no como planetas/exolunas. Como posible ejemplo, véase Lazzoni et al. (2020) " La búsqueda de discos u objetos planetarios alrededor de compañeros fotografiados directamente: un candidato alrededor de DH Tau B " .

Se estima que DH Tauri B tiene entre 8 y 22 masas de Júpiter ( fuente ), por lo que se encuentra cerca del límite de combustión de deuterio. Tiene una separación proyectada de su estrella anfitriona de aproximadamente 320 au: la verdadera separación será mayor porque esto no incluye el componente a lo largo de la línea de visión. Se infiere que el compañero candidato está alrededor de una masa de Júpiter y tiene una separación proyectada de alrededor de 10 au de DH Tau B. Si existe, es un sistema bastante extremo en comparación con los planetas y lunas de nuestro Sistema Solar: podría argumentar que esta es una enana marrón binaria de baja masa.

Desafortunadamente, el período orbital del "satélite" tendrá una escala de tiempo de siglos, por lo que llevará bastante tiempo determinar el movimiento orbital y la masa dinámica del sistema.