银河系最大宜居星球(宜居的系外星球)

魁首哥

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地球上生命发展的可能性与卫星的存在有关。但在某些情况下，卫星本身（外卫星）可以成为适合生命存在的地方，即使这颗行星位于恒星的宜居带之外。行星及其卫星的另一个能源来源可能是两个物体的引力相互作用产生的潮汐力。

天体生物学家在太阳系中寻找他们的科学主题的主要努力集中在火星上。据信，就“潜在可居住性”而言，它在所有天体中位居第二。但在不久的将来，随着航天和太空望远镜能力的发展，注意力将转移到太阳系的外围。我们谈论的是“雪线”之外的巨行星（欧罗巴、土卫六、土卫二等）的卫星。在天体生物学中出现了某种二分法：一方面，太阳系内部的石行星在“潜在可居住区”，即与太阳的距离，那里的温度允许液态水存在；另一方面，巨行星的冰卫星显然超出了它的边界。同样的二分法显然会被外推

在系外行星的可居住性方面，它们的卫星、系外卫星可以发挥重要作用。这种联系的一个例子就在我们头顶：月球有利地影响了我们熟悉的生命形式的进化这一事实几乎是显而易见的。人们可以争论卫星引入的各种因素的相对作用（例如，地球自转轴的稳定，这使得生物体可以在或多或少相同的气候条件下进化很长时间）。但是外卫星本身可以作为生命起源的潜在场所——这种可能性值得考虑，因为我们已经在关注木星和土星的大型卫星。

在一项新研究中，天体物理学家研究了系外行星卫星的轨道参数与潮汐加热现象之间的关系。行星及其系外卫星，即两个或三个天体（一个行星及其两个卫星）的引力连接如何导致其上的地质过程（特别是火山活动）的激活，而这反过来又可以作为支持生命的能量。

银河系水平的潮汐力导致相互作用星系的“撕裂”。

在许多情况下，冰雪覆盖的卫星可以拥有广阔的冰下海洋。海洋是由潮汐加热形成的——卫星与其巨行星的引力相互作用。它们的存在是由底部的热液喷口提供的，这是由于内部活跃的地质过程，例如在地壳和地幔之间的边界处。来自这些来源的热量可能足以满足“行星海洋”的存在和潜在的宜居性。这样的世界也可以存在于恒星的可居住区之外——它们的内部热量弥补了恒星辐射能量的不足。在最近一篇关于土星卫星土卫二可能宜居的文章中阅读更多内容。

近几十年来，天体生物学家和地质学家认为，大约 45 亿年前月球的形成对地球上生命的出现起到了关键作用。地球磁场的产生是由于熔化的外核围绕固体内核以与行星自转相反的方向旋转的结果。磁场是保护免受宇宙辐射以及维持稳定大气的重要机制：没有它，地球的大气将逐渐被太阳风带走，就像火星上发生的那样。为什么这个场在地球上被保存下来，但在火星上却消失了，目前还不清楚。一种似是而非的物理解释是，由于来自月球的潮汐力，液核的物质已经运动了数十亿年——就像海洋中的潮起潮落一样。

木星及其四个最大的卫星（“伽利略卫星”）。

因此，行星与其卫星（系外卫星）的相互作用会影响两个天体的潜在可居住性。外星也可以用来分析行星的内部。如果行星的吸引力在卫星上引起潮汐现象，天体的部分变形能量会转化为热量，从而加热月球。这个过程取决于许多因素，包括卫星的大小和内部结构（其岩石在不同深度的组成）。潮汐力还取决于月球的质量、到行星的距离和轨道的伸长率（偏心率）。

如果系统中有几颗卫星，它们可以相互影响，进入轨道共振，有很多可能的选择。在这种情况下，轨道偏心率可以取相当大的值，这进一步增强了潮汐加热的效果。这种效应来自几个物体运动问题的解决方案，并通过这种引力系统的数学模型得到证实。此外，我们可以观察到这些效应在木星的许多卫星上的实际实施情况。特别是，它最近的主要卫星木卫一是潮汐加热的一个很好的例子，很可能通过与其他卫星的共振而放大。轨道共振是卫星的这样一种配置，其中它们的周期与小整数相关，例如，它们谈到 2:1、3:2 共振等。在这种情况下，两颗卫星以固定的间隔相互靠近，并相互“推”出它们既定的轨道。在一种方法中，传输的脉冲可能相对较小，但如果以严格定义的间隔推动它们，这种重复的规律性会产生类似于跷跷板的摆动的效果。

在这项新工作中，考虑了一颗假设的系外行星的卫星，它们与行星的共振比例为 2:1。行星的大小和类型各不相同，从小型岩石行星和海王星等气态巨行星到超级木星。在轨道周期为 2 至 4 天地类地行星附近的卫星中观测到潮汐加热的最大值。在这种情况下，“潮汐亮度”比木星的卫星 Io 大 1000 倍，潮汐温度（由于潮汐加热引起的温度）达到 480 K（≈207 °C）。

这样的结果可能会影响进行天空调查以寻找系外行星及其生命迹象的策略。现在，有目的地将外卫星也包括在程序中将是合乎逻辑的。像开普勒这样的太空望远镜已经登记了许多系外卫星候选者。但是今天，与系外行星不同，这些发现都没有得到肯定的证实（您可以在链接中的文章中更详细地了解这个问题）。最有可能的是，在目前的观测和数据处理技术水平上，这不能达到所需的可靠性水平（在统计意义上）；或者这是可能的，但系外行星及其卫星的位置非常有利，以及该系统的其他参数。

最近的伽利略卫星 Io 上的火山 - 红外相机图像。

潮汐加热可能是检测系外卫星的新方法的基础。今天（理论上）可以使用二次过境方法检测到外卫星。该方法的本质与寻找系外行星的方法基本相同：行星经过其恒星的圆盘前，部分遮挡了它的光线，我们可以将这个下降修复百分之几。二次凌日或二次日食表明系外行星及其卫星（系外卫星）都在恒星的背景下经过。根据系外卫星的相位，即与恒星相关的配置，系统关闭的光的比例会有所不同。

因此，通过检查光变曲线中的这些细微变化来发现外卫星（您可以在较早发表的材料中阅读更多相关信息））。但如果月球被来自其行星的潮汐力强烈加热，我们可以预期光变曲线的亮度下降会明显更大。还有另一种效应可以检测到在望远镜中尚不可见的系外卫星。由于相同的潮汐力而变暖的卫星将由于火山作用将更多的挥发性化合物（如钾或钠）释放到太空中——这正是木卫一上发生的情况。因此，系外行星光谱中的钾线和钠线是它有卫星的良好信号。

在接下来的几年里，像詹姆斯韦伯望远镜这样的下一代望远镜将结合光谱测量、红外成像和复杂的自适应光学算法来探索系外行星的大气层。另一方面，即使是未来的地面望远镜，如智利南欧天文台的ELT（超大望远镜），也将能够直接拍摄系外行星的照片。同时，他们将有机会研究外卫星的化学“印记”。